Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne

Wielkość: px
Rozpocząć pokaz od strony:

Download "Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne"

Transkrypt

1 Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne Formalizm oscylacji 3 zapachy Analiza oscylacji neutrin atmosferycznych Analiza oscylacji neutrin słonecznych Weryfikacja oscylacji neutrin słonecznych w eksperymencie reaktorowym Weryfikacja oscylacji neutrin atmosferycznych w eksperymentach akceleratorowych Podsumowanie

2 Czułość na oscylacje P 1.7 m L ν ν = sin θ sin Eν ( α β ) Ε ν (MeV) L (m) m (ev ) Supernowe <100 > Słoneczne < Atmosferyczne > Reaktorowe <10 < Akceleratorowe z krótką basą Akceleratorowe z długą basą > >100 <

3 Mieszanie 3 zapachów Dla neutrin macierz PMNS (Pontecorvo-Maki-Nakagava-Sakata) c = cosθ s = sin θ ij ij ij ij ν e ν 1 ν = U ν µ ν ν τ 3 ϕ 0 CP U c = s 0 s 1 1 c rotacja o: c 0 s e c s s c s e ϕ i 0 c rotacja o: rotacja o: θ1 θ3 θ13 iϕ

4 Amplituda prawd. oscylacji

5 Prawdop. oscylacji 3 zapachy P( ν ν ) = A α β αβ Gdy ϕ=0: A 1, 7 ml * * ij = δαβ 4 R ( UαiUβ iuα juβ j)sin i> j E 1, 7 ml * * ij + I ( UαiUβiUα juβ j)sin i> j E αβ = U i i m * e i L E αi 1.7 m * * ij L α β P( ν α ν β ) = 4 ( UαiU βiuα ju β j)sin i> j E U βi

6 Prawdop. oscylacji 3 zapachy (φ=0) 1.7 m1l 1.7 m13l 1.7 m3l P( ν α ν β ) = 4 a1 sin + a13 sin + a3 sin E E E Załóżmy: m Wtedy mamy typy eksperymentów: Eksp. A atmosferyczne - małe L/E: P( ν ν ) = 4( a )sin α β 13 m m E m L + a3 Eksp. B słoneczne - duże L/E sin 1.7δ m L P( ν α ν β ) = 4 a1 sin + 0.5( a13 + a3) E m δ m m δ m 1.7δ m L sin 0 E 1.7 m L 1 E

7 Przejścia między 3 stanami masowymi Przy 3 generacjach są 3 różnice mas m ale tylko są niezależne: m = m m, m = m m, m = m m

8 Prawd. oscylacji 3 zapachy (φ=0) Eksp. A atmosferyczne - małe L/E: m13 m3 m, m1 δ m m m >> δ mδm P P m L = cos θ 13 sin θ 3 sin Eν ( νµ ντ ) = sin θ 13 sin θ 3 sin Eν ( νµ νe ) Eksp. B słoneczne - duże L/E 1.7 m L W Super-K nie obserwuje się nadmiaru neutrin elektronowych czyli kąt ϑ 13 musi być mały 1.7δ m L ν ν = cos θ sin θ + 0 θ sin 13 Eν ( ) e τ sin P µ Widać, że gdy θ 13 =0 wszystkie wzory są takie, jak w przypadku zapachów

9 Rozkłady kątowe neutrina atmosf. (SK) niebieski MC bez oscylacji czarne punkty dane czerwony MC z oscylacjami ( best fit )

10 Interpretacja rozkładów kątowych Widać, że zginęła połowa neutrin mionowych przelatujących przez Ziemię. Co się z nimi stało? ν µ ν x Załóżmy oscylacje: ale co to jest ν x Rozkłady kątowe dla ν e zgodne z przewidywaniami bez oscylacji. νx νe Wygląda, że to: ν µ ντ ale nie obserwujemy oddz. ντ Zapach neutrina identyfikujemy poprzez naładowany lepton: ν + N µ + X µ ν + N τ + X τ ale energie neutrin atmosf. na ogół za małe do wyprodukowania taonu µ 106 MeV τ 1777 ΜeV

11 Oszacowanie kąta mieszania Prawdop. zanikania ν µ : P 1.7 ml να να = 1 sin θ sin Eν ( ) Dla dużych odległości L oscylacje występują dla wielu różnych E ν, więc można zrobić przybliżenie: 1.7 m L 1 sin E Wtedy: ( ) P α ν ν = 1 0.5sinθ W danych widać, że neutrina idące do góry znikają w połowie α sin θ = 1 tzn: mieszanie θ = 45 maksymalne Do wyznaczenia parametrów oscylacji oraz ich błędów analizuje się wszystkie próbki danych metodą najmniejszego χ

12 Wyniki dopasowania ν ν µ τ χ vs m

13 Wyniki dla różnych podpróbek Sub-GeV 1-ring e-like 3353 Sub-GeV 1-ring µ-like 37 Multi-GeV 1-ring e-like 746 Multi-GeV 1-ring µ-like 651 PC µ-like 647 Multi-ring 647 Upward muons All Ważna cecha każdej analizy danych: wewnętrzna konsystencja

14 Oscylacje neutrin atmosferycznych - podsumowanie Dane z eksperymentu Super-Kamiokande. wykazały deficyt neutrin mionowych przechodzących dostatecznie duże odległości przez Ziemię. Odkrycie oscylacji neutrin w 1998 Parametry oscylacji: < m < ev ϑ sin > 0.9 at 90% cl..

15 Analiza oscylacji neutrin słonecznych

16 Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

17 Prawdopodobieństwo oscylacji Z obserwacji neutrin słonecznych wiemy, że zachodzą transformacje: Rozważaliśmy przypadek: m m m, m δ m m δ m ν ν e µτ Eksp. B słoneczny - duże L/E 1.7δ m L ν ν = cos θ sin θ + 0 θ sin 13 Eν ( ) e τ sin P µ Z analizy neutrin atmosferycznych wiemy, że: Można więc zrobić przybliżenie -zapachowe: ϑ 13 ~ maly 1.7 m L P ( νe ν µτ ) = sin θ 1 sin Eν δ

18 Spróbujmy oszacować parametry maksimum oscylacji dla: oscylacji 1.7 E ν ml π = E ν neutrino energy: <14 MeV L odległość od źródą neutrin do detektora: m czyli eksperymenty czułe na: δ m 11 > 10 ev Mieszanie powinno być znaczne bo większość neutrin 7 Be znika

19 Możliwe parametry oscylacji δ m Parametry oscylacji, które tłumaczyły dane sprzed 001: Cl Ga Super-K ale przed SNO czułość odpowiadająca odległości Słońce- Ziemia, czyli tzw. oscylacje w próżni. tan ϑ 1 Bahcall, Krastev and Smirnov, hep-ph/ Inne rozwiązania pochodzą z tzw. efektu MSW

20 Oscylacje w materii efekt MSW Rozważaliśmy prawdop. oscylacji w próżni: ϕ1 ϕ Pα α = 1 sin θ sin ( ) ( E1 E) ( p1 p) m1 m m1 m ϕ1 ϕ = x= x x p + p p + p p 1 1 mx α α 1 sin sin 4Eν ( ) P ν ν θ W materii neutrina odczuwają pewien potencjał oddziaływania: m = E p ( E+ V) p m + EV V E Czyli różnica w propagacji bierze się z różnicy pewnej masy efektywnej uwzględniającej różnice potencjałów: δ m E( V ) δ m cos ϑ Skąd się bierze V?

21 Efekt Michejewa-Smirnowa-Wolfensteina (MSW) ν e Neutrina ν e and ν x odczuwają inne potencjały bo: ν e ν e e ν x ν x e Z 0 W 0 Z 0 W Z e e ν e Różnica bierze się z tego oddziaływania: V = G N ( x) F e e Z 0 e Dla środka Słońca, gdzie ρ 00 g/cm 3 : 1 V= 810 ev stała Fermiego lokalna gęstość elektronów

22 sin θ m = Rezonansowy efekt MSW Okazuje się, że prawd. oscylacji w materii opisuje podobny wzór jak w próżni: z efektywnymi parametrami mieszania w materii : G ρe δ m sin F ν ( cos θ) sin GF ρeν δmm = δm ( cos θ) + sin θ δ m θ P + warunek rezonansowy jeśli =0 1.7δ mm L ν ν = sin θm sin Eν ( e µτ ) Uwaga: efekty w materii są czułe na: θ Efektywny kąt θ m może być duży nawet gdy θ mały W rezonansie δ m m może być znacznie mniejsza niż δm Neutrino przelatując przez różne lokalne gęstości ρ może trafić na rezonans ' ϑ π ϑ

23 Parametry oscylacyjne słonecznych ν przed 001 δ m rozwiązania z efektem MSW czułość odpowiadająca odległości Słońce- Ziemia, czyli tzw. oscylacje w próżni. tan ϑ 1

24 Parametry oscylacyjne neutrin słonecznych Po pomiarach SNO pozostało tylko tzw. rozwiązania LMA (large mixing angle). Dopuszczalna wartość: ev < δ m < 410 ev Bahcall, Gonzales-Garcia and Pena-Garay, hep-ph/01147

25 Jak sprawdzić oscylacje neutrin słonecznych w warunkach ziemskich? Trzeba zaprojektować eksperyment, który byłby czuły na: m 5 10 ev Max oscylacji: 1.7 E ν ml π = A więc maksimum oscylacji dla: E ν E ν energia neutrin ( MeV) L odległość od źródła do detektora (m) Lm ( ) (MeV) 10 5 Reaktory dostarczają ν e o energii kilku MeV. potrzebujemy reaktory z L>100 km

26 Czy antyneutrina też oscylują? Reaktory to potężne źródła ν e Eksperyment KamLAND

27 Detekcja antyneutrin reaktorowych

28 Obserwowane widmo (liczba oddz./mev tona dzień zień) The ν e energy spectrum Energie antyneutrin reaktorowych E ν (MeV) Neutrina poniżej E<1.8 MeV nie są analizowane + ν e + p e + n przekrój czynny (~10-4 cm ) Obliczone widmo (10-8 /s MeV GW th th )

29 KamLAND w kopalni Kamioka i reaktory

30 Oczekiwany strumień antyneutrin reaktorowych w KamLANDzie Oczekiwane oddziaływania neutrin w całej objętości detektora ~ przyp/dzień strumień ~ 1/R

31 Detektor KamLAND zewnętrzny zbiornik wypełniony 3. kt wody wewn. sferyczny zbiornik wypełniony kt oleju wewnątrz przezroczysty balon wypełniony 1 kt ciekłego scyntylatora 100 fotopowielaczy do pomiaru światła scyntylacyjnego ulokowany w kopalni Kamioka na głębokości około 1 km

32 Konstrukcja detektora KamLAND

33 Wyniki z KamLANDu + ν e + p e + n Prompt energy to energia pozytronu, która jest z dobrym przybliżeniem równa energii antyneutrina. Wyraźny sygnał, zaniedbywalne tło

34 Wyniki KamLANDu. MeV gammas from neutrons hep-ex/ E prompt >.6 MeV: Dane: 58 Oczekiwane: Tło: głównie: C( α, n) O 10 α z Po ( z Rn) Deficyt przypadków oraz modulacja widma (poziom ufności: %) E(e+) zanikanie ν e

35 Kamland sygnatura oscylacji ratio= liczba obserwowanych/liczba oczekiwanych zakładając pojedynczy reaktor w odl. L o = 180km hep-ex/ Odległości reaktor Kamioka

36 KamLAND -precyzyjny pomiar m 1 m dzięki modulacji widma zakładając niezmienniczość CPT Wyniki pomiarów słonecznych i reaktorowych są konsystentne! 1 ( ) ev m = ± ϑ = 33.7 ± 1.3 G. Gonzales-Garcia,M. Maltoni hep-ph/

37 Podsumowanie - parametry oscylacji Neutrina atmosferyczne 3 ( ) m =.6 ± ev ϑ 3 31 = 43 ± 4 maksymalne mieszanie? Neutrina słoneczne i Kamland 1 ( ) ev m = ± ϑ = 33.7 ± 1.3 ale max mieszanie (1,) wykluczone na poziomie 5.4 σ

38 Reasumując: Eksperymenty słoneczne obserwowały: e µτ Eksperyment reaktorowy KamLAND obserwował: Parametry oscylacji konsystentne ν ν ν e ν x Super-K obserwował zanikanie neutrin atmosferycznych νµ ν x Należy to sprawdzić w kontrolowanym eksp. akceleratorowym z wiązką: ν µ oraz o odpowiedniej czułości: 1.7 ml π Lkm ( ) 3 = m.3 10 ev 500 Eν ( GeV) E ν Detektor Super-K jest 50 km od laboratorium KEK; energia powinna być 0.5 GeV; faktycznie maksimum było około 1 GeV

39 KK - KEK to Kamioka (wiązka neutrin) 50 km

40 Wiązka neutrinowa KK 7 13 p + Al X + nπ + + π µ + ν π µ + ν + + µ e + ν + ν e µ µ µ tylko te neutrina chcemy w detektorach Miony spowalniamy przed rozpadem; rozpadają się w spoczynku i rozpadowe neutrina stanowią jedynie ok. 1% tła

41 Bliskie detektory w KEK Wiązka ν µ o energii około 1 GeV. Porównana w bliskich detektorach i SK SciBar

42 Selekcja przypadków w Super-K GPS T spill TOF=0.83ms T SK T ( µ sec) T T SK -T -TOF spill żądamy -0. T 1.3µ s Tło z neutrin atmosf: <10-3 events

43 Obserwacja oscylacji ν µ w KK no oscillation best fit spectrum with neutrino oscillation Ostateczny wynik: obserwowano: 107 przyp. oczekiwane: przyp dla sin ϑ = 1.0 bez oscyl. m = ev Kombinacja efektów: deficyt liczby przyp. modulacja widma Obserwacja oscylacji na poziomie: 4σ

44 Najnowsze wyniki z eksperymentów akceleratorowych (KK i Minos) Wyniki globalnej analizy wszystkich wyników (analiza 3-zapachowa). Z powodu efektu MSW może pojawić się brak symetrii wokół kąta 45 o. S-K S-K Wyniki wszystkich eksperymentów dotyczących stanów (-3) są konsystentne. tan ϑ 3 tan ϑ 3 Kontury odpowidają poziomom ufności: 90%,95% i 99% G. Gonzales-Garcia,M. Maltoni hep-ph/

45 MiniBooNE wyklucza obszar na prawo od konturów: Hipoteza 4-go neutrina Ponad 10 lat temu obserwowano pewien nadmiar oddziaływań neutrin w tzw. eksperymencie LSND. Ten nadmiar tłumaczono oscylacjami: ν µ ν e z 3 1 M m m dopuszczalne przez LSND Oznaczałoby to istnienie 4-go stanu masowego. Niedawno eksperyment MiniBooNE wykluczył obszar parametrów LSND. hep-ex/

46 ϑ 13 Czego nie wiemy? 1) Jaki jest znak: m 3 normal hierarchy Znak m 1 znamy dzięki efektom MSW w Słońcu Potrzebny eksperyment z efektami MSW w Ziemi. inverted hierarchy ) Jaki jest kąt: ϑ 13 na razie wiemy, że: 3) Czy łamane jest CP w sektorze leptonowym? ϑ 13 < 1 4) Czy neutrina i antyneutrina są tymi samymi cząstkami? - czy zachodzą β0 ν??

47 Macierze mieszania kwarki neutrina V CKM U MNSP < Prawie diagonalne Duże elementy pozadiagonalne. Instrukcje do rozszerzenia Modelu Standardowego??

48 Podsumowanie Z odkrycia oscylacji w ostatniej dekadzie wynika, że: a) neutrina mają masę b) liczba leptonowa w poszczególnych rodzinach NIE jest zachowana Są to pierwsze wyniki sprzeczne z Modelem Standardowym. Być może oznacza to sygnał jakiejś nowej fizyki Znamy tylko różnice kwadratów mas nie znamy wartości mas Możemy podać granicę - istnieje co najmniej jedno neutrino o masie: m > 0.00 ev > 40 mev Przygotowywanych jest wiele nowych eksperymentów neutrinowych

Metamorfozy neutrin. Katarzyna Grzelak. Sympozjum IFD Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych IFD UW. K.Grzelak (UW ZCiOF) 1 / 23

Metamorfozy neutrin. Katarzyna Grzelak. Sympozjum IFD Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych IFD UW. K.Grzelak (UW ZCiOF) 1 / 23 Metamorfozy neutrin Katarzyna Grzelak Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych IFD UW Sympozjum IFD 2008 6.12.2008 K.Grzelak (UW ZCiOF) 1 / 23 PLAN Wprowadzenie Oscylacje neutrin Eksperyment MINOS

Bardziej szczegółowo

Rozdział 6 Oscylacje neutrin słonecznych i atmosferycznych. Eksperymenty Superkamiokande, SNO i inne. Macierz mieszania Maki-Nakagawy- Sakaty (MNS)

Rozdział 6 Oscylacje neutrin słonecznych i atmosferycznych. Eksperymenty Superkamiokande, SNO i inne. Macierz mieszania Maki-Nakagawy- Sakaty (MNS) Rozdział 6 Oscylacje neutrin słonecznych i atmosferycznych. Eksperymenty Superkamiokande, SNO i inne. Macierz mieszania Maki-Nakagawy- Sakaty (MNS) Kilka interesujących faktów Każdy człowiek wysyła dziennie

Bardziej szczegółowo

Neutrina (2) Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład IX

Neutrina (2) Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład IX Neutrina (2) Wykład IX Elementy fizyki czastek elementarnych Oscylacje neutrin atmosferycznych i słonecznych Eksperyment K2K Eksperyment Minos Eksperyment Kamland Perspektywy badań neutrin Neutrina atmosferyczne

Bardziej szczegółowo

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

Neutrina i ich oscylacje. Neutrina we Wszechświecie Oscylacje neutrin Masy neutrin Neutrina i ich oscylacje Neutrina we Wszechświecie Oscylacje neutrin Masy neutrin Neutrina wokół nas n n n γ ν ν 410 cm 340 cm 10 10 nbaryon 3 3 Pozostałe z wielkiego wybuchu: Słoneczne Już obserwowano

Bardziej szczegółowo

Neutrina (2) Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VIII

Neutrina (2) Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VIII Neutrina (2) Wykład VIII Neutrina słoneczne Wyniki Super-Kamiokande Eksperyment SNO Eksperyment Kamland Podsumowanie Elementy fizyki czastek elementarnych Przypomnienie Wyniki LSND Zmierzono przypadki

Bardziej szczegółowo

Masywne neutrina w teorii i praktyce

Masywne neutrina w teorii i praktyce Instytut Fizyki Teoretycznej Uniwersytet Wrocławski Wrocław, 20 czerwca 2008 1 Wstęp 2 3 4 Gdzie znikają neutrina słoneczne (elektronowe)? 4p 4 2He + 2e + + 2ν e 100 miliardów neutrin przez paznokieć kciuka

Bardziej szczegółowo

Oscylacyjne eksperymenty neutrinowe najnowsze wyniki oraz perspektywy

Oscylacyjne eksperymenty neutrinowe najnowsze wyniki oraz perspektywy Oscylacyjne eksperymenty neutrinowe najnowsze wyniki oraz perspektywy 2012-01-19 Anna Dąbrowska Co wiemy o neutrinach? Postulowane przez W. Pauliego w 1930 roku Znamy trzy stany zapachowe: e odkryte w

Bardziej szczegółowo

Oscylacje neutrin. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande

Oscylacje neutrin. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Oscylacje neutrin Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO

Bardziej szczegółowo

Title. Tajemnice neutrin. Justyna Łagoda. obecny stan wiedzy o neutrinach eksperymenty neutrinowe dalszy kierunek badań

Title. Tajemnice neutrin. Justyna Łagoda. obecny stan wiedzy o neutrinach eksperymenty neutrinowe dalszy kierunek badań Title Tajemnice neutrin Justyna Łagoda obecny stan wiedzy o neutrinach eksperymenty neutrinowe dalszy kierunek badań Cząstki i oddziaływania 3 generacje cząstek 2/3-1/3 u d c s t b kwarki -1 0 e νe µ νµ

Bardziej szczegółowo

Eksperymenty reaktorowe drugiej generacji wyznaczenie ϑ 13

Eksperymenty reaktorowe drugiej generacji wyznaczenie ϑ 13 Eksperymenty reaktorowe drugiej generacji wyznaczenie ϑ 13 v Przypomnienie wyniku eksperymentu KamLAND - weryfikującego oscylacje neutrin słonecznych v Formuły na prawdopodobieństwo disappearance antyneutrin

Bardziej szczegółowo

Neutrina. Źródła neutrin: NATURALNE Wielki Wybuch gwiazdy atmosfera Ziemska skorupa Ziemska

Neutrina. Źródła neutrin: NATURALNE Wielki Wybuch gwiazdy atmosfera Ziemska skorupa Ziemska Neutrina X Źródła neutrin.. Zagadki neutrinowe. Neutrina słoneczne. Neutrina atmosferyczne. Eksperymenty neutrinowe. Interpretacja pomiarów. Oscylacje neutrin. 1 Neutrina Źródła neutrin: NATURALNE Wielki

Bardziej szczegółowo

Oddziaływania elektrosłabe

Oddziaływania elektrosłabe Oddziaływania elektrosłabe X ODDZIAŁYWANIA ELEKTROSŁABE Fizyka elektrosłaba na LEPie Liczba pokoleń. Bardzo precyzyjne pomiary. Obserwacja przypadków. Uniwersalność leptonów. Mieszanie kwarków. Macierz

Bardziej szczegółowo

Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Neutrina i ich mieszanie

Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Neutrina i ich mieszanie Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 12 21.12.2010 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Neutrina i ich mieszanie Neutrinos: Ghost Particles of the Universe F. Close polecam wideo i audio

Bardziej szczegółowo

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

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

Bardziej szczegółowo

Zagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande

Zagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande,

Bardziej szczegółowo

Tajemnicze neutrina Agnieszka Zalewska

Tajemnicze neutrina Agnieszka Zalewska Tajemnicze neutrina Agnieszka Zalewska Dzień otwarty IFJ, Polecam: Krzysztof Fiałkowski: Opowieści o neutrinach, wydawnictwo Zamiast korepetycji http://wwwlapp.in2p3.fr/neutrinos/aneut.html i strony tam

Bardziej szczegółowo

Neutrina mają masę - Nagroda Nobla 2015 z fizyki. Tomasz Wąchała Zakład Neutrin i Ciemnej Materii (NZ16)

Neutrina mają masę - Nagroda Nobla 2015 z fizyki. Tomasz Wąchała Zakład Neutrin i Ciemnej Materii (NZ16) Neutrina mają masę - Nagroda Nobla 2015 z fizyki Tomasz Wąchała Zakład Neutrin i Ciemnej Materii (NZ16) Plan Laureaci: T. Kajita i A. B. McDonald oraz nagrodzone publikacje Krótka historia neutrina i hipoteza

Bardziej szczegółowo

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

Neutrina. Wstęp do Fizyki I (B+C) Wykład XXII: Neutrina Wstęp do Fizyki I (B+C) Wykład XXII: Budowa materii - przypomnienie Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Model bryłowy neutrin Oscylacje neutrin i Budowa materii Świat codzienny zbudowany

Bardziej szczegółowo

Podstawy fizyki cząstek III. Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski

Podstawy fizyki cząstek III. Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski Podstawy fizyki cząstek III Eksperymenty nieakceleratorowe Krzysztof Fiałkowski Zakres fizyki cząstek a eksperymenty nieakceleratorowe Z relacji nieoznaczoności przestrzenna zdolność rozdzielcza r 0.5fm

Bardziej szczegółowo

Neutrina. Wszechświat Czastek Elementarnych. Wykład 12. prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki

Neutrina. Wszechświat Czastek Elementarnych. Wykład 12. prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki Neutrina Wykład 12 Neutrina i ich własności Źródła neutrin Pomiary neutrin Oscylacje neutrin prof. dr hab. Aleksander Filip Żarnecki Wszechświat Czastek Elementarnych Neutrina Promieniotwórczość Odkryta

Bardziej szczegółowo

Neutrina. Fizyka I (B+C) Wykład XXVII:

Neutrina. Fizyka I (B+C) Wykład XXVII: Neutrina Fizyka I (B+C) Wykład XXVII: Budowa materii - przypomnienie Deficyt neutrin słonecznych Zagadka neutrin atmosferycznych z SuperKamiokande Model bryłowy neutrin Oscylacje neutrin Wyniki SNO i KamLand

Bardziej szczegółowo

Czy neutrina mogą nam coś powiedzieć na temat asymetrii między materią i antymaterią we Wszechświecie?

Czy neutrina mogą nam coś powiedzieć na temat asymetrii między materią i antymaterią we Wszechświecie? Czy neutrina mogą nam coś powiedzieć na temat asymetrii między materią i antymaterią we Wszechświecie? Tomasz Wąchała Zakład Neutrin i Ciemnej Materii (NZ16) Seminarium IFJ PAN, Kraków, 05.12.2013 Plan

Bardziej szczegółowo

cząstki, które trudno złapać Justyna Łagoda

cząstki, które trudno złapać Justyna Łagoda NEUTRINA cząstki, które trudno złapać Justyna Łagoda Plan Historia Jak wykrywać neutrina? Źródła neutrin Oscylacje neutrin Eksperymenty neutrinowe z długą bazą udział grup polskich Co dalej? Historia 3

Bardziej szczegółowo

Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne

Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne!! Formalizm oscylacji 3 zapachy!! Analiza oscylacji neutrin atmosferycznych!! Analiza oscylacji neutrin s!onecznych!! Weryfikacja oscylacji neutrin s!onecznych

Bardziej szczegółowo

Fizyka neutrin. Źródła neutrin Neutrina reliktowe Geoneutrina Neutrina z wybuchu Supernowych Neutrina słoneczne. Deficyt neutrin słonecznych

Fizyka neutrin. Źródła neutrin Neutrina reliktowe Geoneutrina Neutrina z wybuchu Supernowych Neutrina słoneczne. Deficyt neutrin słonecznych Fizyka neutrin Źródła neutrin Neutrina reliktowe Geoneutrina Neutrina z wybuchu Supernowych Neutrina słoneczne - reakcje termojądrowe źródłem neutrin słonecznych - widmo energetyczne - metody detekcji

Bardziej szczegółowo

Neutrina. Fizyka I (B+C) Wykład XXIV:

Neutrina. Fizyka I (B+C) Wykład XXIV: Neutrina Fizyka I (B+C) Wykład XXIV: Budowa materii - przypomnienie Deficyt neutrin słonecznych Zagadka neutrin atmosferycznych z SuperKamiokande Model bryłowy neutrin Oscylacje neutrin Wyniki SNO i KamLand

Bardziej szczegółowo

Neutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VII. Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne

Neutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VII. Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Neutrina Wykład VII Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Elementy fizyki czastek elementarnych Eksperyment Super-Kamiokande Oscylacje neutrin Neutrino elektronowe Zaproponowane

Bardziej szczegółowo

Neutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VII. Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne

Neutrina. Elementy fizyki czastek elementarnych. Wykład VII. Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Neutrina Wykład VII Historia neutrin Oddziaływania neutrin Neutrina atmosferyczne Elementy fizyki czastek elementarnych Eksperyment Super-Kamiokande Oscylacje neutrin Neutrino elektronowe Zaproponowane

Bardziej szczegółowo

Konferencja NEUTRINO 2012

Konferencja NEUTRINO 2012 Konferencja NEUTRINO 01 s e i n a d z o w a r p Justyna Łagoda NCBJ 5. International Conference on Neutrino Physics and Astrophysics najważniejsza z konferencji dotyczących neutrin program: Neutrina reaktorowe

Bardziej szczegółowo

Zagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande

Zagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande,

Bardziej szczegółowo

Słońce obserwowane z kopalni Kamioka, Toyama w Japonii

Słońce obserwowane z kopalni Kamioka, Toyama w Japonii Jak zobaczyć Słońce zkopalni? Ewa Rondio, CERN/IPJ Warsaw CERN, 16 kwietnia 2010. plan wykladu co chcemy zobaczyć, jakie cząstki mają szanse jaką metodą należy patrzeć patrzeć dlaczego takie eksperymenty

Bardziej szczegółowo

wyniki eksperymentu OPERA Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych

wyniki eksperymentu OPERA Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych wyniki eksperymentu OPERA Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych RADA DO SPRAW ATOMISTYKI Warszawa, 1.12.2011 Ú istnienie ν zaproponowano aby uratować zasadę zachowania energii w rozpadzie beta Ú

Bardziej szczegółowo

Neutrina najbardziej tajemnicze cząstki we Wszechświecie

Neutrina najbardziej tajemnicze cząstki we Wszechświecie Neutrina najbardziej tajemnicze cząstki we Wszechświecie Katarzyna Grzelak i Magdalena Posiadała-Zezula Zakład Cząstek i Oddziaływań Fundamentalnych Wydział Fizyki UW Kampus Ochota 18.06.2016 Wstęp Część

Bardziej szczegółowo

Symetrie. D. Kiełczewska, wykład9

Symetrie. D. Kiełczewska, wykład9 Symetrie Symetrie a prawa zachowania Zachowanie momentu pędu (niezachowanie spinu) Parzystość, sprzężenie ładunkowe Symetria CP Skrętność (eksperyment Goldhabera) Zależność spinowa oddziaływań słabych

Bardziej szczegółowo

Neutrina takie lekkie, a takie ważne

Neutrina takie lekkie, a takie ważne Neutrina takie lekkie, a takie ważne Agnieszka Zalewska Instytut Fizyki Jądrowej PAN im. H.Niewodniczańskiego Colloquium w Toruniu, 19.01.2006 Średnio 3 prace dziennie ze słowem neutrino w tytule Czym

Bardziej szczegółowo

Przyszłość polskiej fizyki neutrin

Przyszłość polskiej fizyki neutrin Przyszłość polskiej fizyki neutrin Agnieszka Zalewska Instytut Fizyki Jądrowej PAN im. H.Niewodniczańskiego W imieniu Polskiej Grupy Neutrinowej (Katowice, Kraków, Warszawa, Wrocław) (D.Kiełczewska, J.Kisiel,

Bardziej szczegółowo

Dlaczego pomiar kąta θ13 jest ważny dla planów fizyki neutrin. Wyniki i plany T2K.

Dlaczego pomiar kąta θ13 jest ważny dla planów fizyki neutrin. Wyniki i plany T2K. Dlaczego pomiar kąta θ13 jest ważny dla planów fizyki neutrin. Wyniki i plany T2K. Justyna Łagoda NCBJ Oddziaływania i oscylacje neutrin oddziaływania słabe prądy naładowane (charged current, CC) νe (νμ,

Bardziej szczegółowo

Naturalne źródła neutrin, czyli neutrina sa

Naturalne źródła neutrin, czyli neutrina sa Naturalne źródła neutrin, czyli neutrina sa wszędzie Tomasz Früboes Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych 16 stycznia 2006 Proseminarium fizyki jadra atomowego i czastek elementarnych Tomasz Früboes

Bardziej szczegółowo

Neutrino cząstka, która nie miała być nigdy odkryta

Neutrino cząstka, która nie miała być nigdy odkryta Aneks 2 Agnieszka Zalewska Neutrino cząstka, która nie miała być nigdy odkryta Neutrino hipotetyczna cząstka Pauliego Historia neutrina sięga odkrycia radioaktywnych rozpadów β jąder atomowych, w których

Bardziej szczegółowo

Badanie oscylacji neutrin w eksperymentach akceleratorowych

Badanie oscylacji neutrin w eksperymentach akceleratorowych Badanie oscylacji neutrin w eksperymentach akceleratorowych Ewa Rondio, IPJ Kilka słów na temat opisu oscylacji neutrin Co się zmieniło w tej wiedzy ostatnio Plany na najbliższą przyszłość (Udział grup

Bardziej szczegółowo

Zderzenia relatywistyczne

Zderzenia relatywistyczne Zderzenia relatywistyczne Fizyka I (B+C) Wykład XIX: Zderzenia nieelastyczne Energia progowa Rozpady czastek Neutrina Zderzenia relatywistyczne Zderzenia elastyczne 2 2 Czastki rozproszone takie same jak

Bardziej szczegółowo

Symetrie. D. Kiełczewska, wykład 5 1

Symetrie. D. Kiełczewska, wykład 5 1 Symetrie Symetrie a prawa zachowania Spin Parzystość Spin izotopowy Multiplety hadronowe Niezachowanie parzystości w oddz. słabych Sprzężenie ładunkowe C Symetria CP Zależność spinowa oddziaływań słabych

Bardziej szczegółowo

Interesujące fazy ewolucji masywnej gwiazdy:

Interesujące fazy ewolucji masywnej gwiazdy: 1/26 Asymetria ν ν w widmie pre-supernowej A. Odrzywołek Asymetria ν ν w (termicznym) widmie pre-supernowej IDEA: Przewidzieć wybuch supernowej opierając się na detekcji neutrin z pre-supernowej Interesujące

Bardziej szczegółowo

Symetrie. D. Kiełczewska, wykład 5 1

Symetrie. D. Kiełczewska, wykład 5 1 Symetrie Symetrie a prawa zachowania Spin Parzystość Spin izotopowy Multiplety hadronowe Niezachowanie parzystości w oddz. słabych Sprzężenie ładunkowe C Symetria CP Zależność spinowa oddziaływań słabych

Bardziej szczegółowo

Reakcje z udziałem neutrin, elektronów i nukleonów w astrofizyce

Reakcje z udziałem neutrin, elektronów i nukleonów w astrofizyce Reakcje z udziałem neutrin, elektronów i nukleonów w astrofizyce Andrzej Odrzywolek Instytut Fizyki, Zakład Teorii Względności i Astrofizyki 25.11.2008, wtorek, 12:30 ν e e + γ W ± e ν e Plan referatu

Bardziej szczegółowo

Wszechświata. Piotr Traczyk. IPJ Warszawa

Wszechświata. Piotr Traczyk. IPJ Warszawa Ciemna Strona Wszechświata Piotr Traczyk IPJ Warszawa Plan 1)Ciemna strona Wszechświata 2)Z czego składa się ciemna materia 3)Poszukiwanie ciemnej materii 2 Ciemna Strona Wszechświata 3 Z czego składa

Bardziej szczegółowo

Tajemnice neutrin Jan Kisiel Instytut Fizyki, Uniwersytet Śląski, Katowice Katowice,

Tajemnice neutrin Jan Kisiel Instytut Fizyki, Uniwersytet Śląski, Katowice Katowice, Tajemnice neutrin Jan Kisiel Instytut Fizyki, Uniwersytet Śląski, Katowice (Jan.Kisiel@us.edu.pl) Katowice, 20.05.2015 Plan prezentacji: Narodziny neutrin: pomysł, teoria, eksperyment Hipoteza oscylacji

Bardziej szczegółowo

Niezachowanie CP najnowsze wyniki

Niezachowanie CP najnowsze wyniki Niezachowanie CP najnowsze wyniki Dlaczego łamanie CP jest ważne asymetria barionowa we Wszechświecie Łamanie CP w sektorze mezonów dziwnych Łamanie CP w sektorze mezonów pięknych Asymetria barionowa we

Bardziej szczegółowo

Badanie oddziaływań neutrin za pomocą komory TPC wypełnionej ciekłym

Badanie oddziaływań neutrin za pomocą komory TPC wypełnionej ciekłym Badanie oddziaływań neutrin za pomocą komory TPC wypełnionej ciekłym argonem Justyna Łagoda 21.10.2005 Plan obecny stan wiedzy o oscylacjach neutrin krótkie przypomnienie komora projekcji czasowej wypełniona

Bardziej szczegółowo

PROGNOZOWANIE SUPERNOWYCH TYPU II

PROGNOZOWANIE SUPERNOWYCH TYPU II 1/20 Prognozowanie supernowych typu II A. Odrzywoªek PROGNOZOWANIE SUPERNOWYCH TYPU II Eta Carina 2.7 kpc γ 2 Velorum 285 pc Betelgeuse 185 pc A. Odrzywoªek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity

Bardziej szczegółowo

Unifikacja elektro-słaba

Unifikacja elektro-słaba Unifikacja elektro-słaba ee + Anihilacja Oddziaływania NC (z wymianą bozonu ) - zachowanie zapachów Potrzeba unifikacji Warunki unifikacji elektro-słabej Rezonans Liczenie zapachów neutrin (oraz generacji)

Bardziej szczegółowo

26.IV.2010 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Mieszanie kwarków i nie tylko Neutrina mieszanie i oscylacje

26.IV.2010 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Mieszanie kwarków i nie tylko Neutrina mieszanie i oscylacje Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 8 26.IV.2010 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Mieszanie kwarków i nie tylko Neutrina mieszanie i oscylacje Mieszanie Mieszanie jest naturalne

Bardziej szczegółowo

Neutrina z supernowych

Neutrina z supernowych Zachowanie całkowitej liczby leptonowej? Czy neutrina są cząstkami Diraca czy Majorany? Poszukiwanie rozpadów 2βν 0 Mechanizmy nadawania cząstkom masy Pomiary mas neutrin Neutrina z supernowych Obserwacja

Bardziej szczegółowo

Identyfikacja cząstek

Identyfikacja cząstek Określenie masy i ładunku cząstek Pomiar prędkości przy znanym pędzie e/ µ/ π/ K/ p czas przelotu (TOF) straty na jonizację de/dx Promieniowanie Czerenkowa (C) Promieniowanie przejścia (TR) Różnice w charakterze

Bardziej szczegółowo

Nowa fizyka a oscylacja neutrin. Pałac Młodzieży Katowice 29 listopad 2006

Nowa fizyka a oscylacja neutrin. Pałac Młodzieży Katowice 29 listopad 2006 Nowa fizyka a oscylacja neutrin Pałac Młodzieży Katowice 29 listopad 2006 Nowa fizyka a oscylacja neutrin Ostatnie lata przyniosły wielkie zmiany w fizyce neutrin. Wiele różnych eksperymentów pokazało,

Bardziej szczegółowo

Zderzenia relatywistyczne

Zderzenia relatywistyczne Zderzenia relatywistyczne Fizyka I (B+C) Wykład XVIII: Zderzenia nieelastyczne Energia progowa Rozpady czastek Neutrina Zderzenia relatywistyczne Zderzenia nieelastyczne Zderzenia elastyczne - czastki

Bardziej szczegółowo

r. akad. 2008/2009 V. Precyzyjne testy Modelu Standardowego w LEP, TeVatronie i LHC

r. akad. 2008/2009 V. Precyzyjne testy Modelu Standardowego w LEP, TeVatronie i LHC V. Precyzyjne testy Modelu Standardowego w LEP, TeVatronie i LHC 1 V.1 WYNIKI LEP 2 e + e - Z 0 Calkowity przekroj czynny 3 4 r. akad. 2008/2009 s Q N 3 4 s M s N Q I M 12 s ) M (s s s 2 f C 2 Z C f f

Bardziej szczegółowo

Jak się tego dowiedzieliśmy? Przykład: neutrino

Jak się tego dowiedzieliśmy? Przykład: neutrino Jak się tego dowiedzieliśmy? Przykład: neutrino Przypomnienie: hipoteza neutrina Pauli 30 Przesłanki: a) w rozpadzie β widmo energii elektronu ciągłe od 0 do E max (dla α, γ dyskretne) b) jądra przed-

Bardziej szczegółowo

Neutrina z supernowych. Elementy kosmologii

Neutrina z supernowych. Elementy kosmologii Neutrina z supernowych Obserwacja neutrin z SN1987A Kolaps grawitacyjny Własności neutrin z kolapsu grawitacyjnego Elementy kosmologii Rozszerzający się Wszechświat Wielki Wybuch (Big Bang) Nukleosynteza

Bardziej szczegółowo

Reakcje jądrowe. kanał wyjściowy

Reakcje jądrowe. kanał wyjściowy Reakcje jądrowe X 1 + X 2 Y 1 + Y 2 +...+ b 1 + b 2 kanał wejściowy kanał wyjściowy Reakcje wywołane przez nukleony - mechanizm reakcji Wielkości mierzone Reakcje wywołane przez ciężkie jony a) niskie

Bardziej szczegółowo

Badania neutrin nie tylko w IFJ

Badania neutrin nie tylko w IFJ Badania neutrin nie tylko w IFJ Agnieszka Zalewska Seminarium IFJ PAN, 28.04.2005 Oscylacje neutrin: solidnie ugruntowany fakt doświadczalny w oparciu o pomiary z eksperymentów SuperKamiokande, K2K, SNO

Bardziej szczegółowo

Podstawy astrofizyki i astronomii

Podstawy astrofizyki i astronomii Podstawy astrofizyki i astronomii Andrzej Odrzywołek Zakład Teorii Względności i Astrofizyki, Instytut Fizyki UJ 17 maja 2016 10 11 10 9 Fν[cm -2 s -1 MeV -1 ] 10 7 10 5 1000 10 pp 8 B CNO 13 N CNO 15

Bardziej szczegółowo

Symetrie w fizyce cząstek elementarnych

Symetrie w fizyce cząstek elementarnych Symetrie w fizyce cząstek elementarnych Odkrycie : elektronu- koniec XIX wieku protonu początek XX neutron lata 3 XX w; mion µ -1937, mezon π 1947 Lata 5 XX w zalew nowych cząstek; łączna produkcja cząstek

Bardziej szczegółowo

Pomiary prędkości neutrin

Pomiary prędkości neutrin Pomiary prędkości neutrin Katarzyna Grzelak Instytut Fizyki Doświadczalnej Seminarium Zakładu Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych 7.10.2011 K.Grzelak (Instytut Fizyki Doświadczalnej) 1 / 53 Wstęp Wynik

Bardziej szczegółowo

Funkcje odpowiedzi dla CCQE i wiązek MiniBooNE (cz. I)

Funkcje odpowiedzi dla CCQE i wiązek MiniBooNE (cz. I) Funkcje odpowiedzi dla CCQE i wiązek MiniBooNE (cz. I) Marcin Gonera Instytut Fizyki Teoretycznej Uniwersytet Wrocławski 23.05.2011 Oddziaływanie EM Rozpraszanie elastyczne elektron-nukleon Foton opisany

Bardziej szczegółowo

Fizyka cząstek elementarnych. Tadeusz Lesiak

Fizyka cząstek elementarnych. Tadeusz Lesiak Fizyka cząstek elementarnych Tadeusz Lesiak 1 WYKŁAD IX Oddziaływania słabe T.Lesiak Fizyka cząstek elementarnych 2 Rola oddziaływań słabych w przyrodzie Oddziaływania słabe są odpowiedzialne (m.in.) za:

Bardziej szczegółowo

Badanie wysokoenergetycznych mionów kosmicznych w detektorze ICARUS.

Badanie wysokoenergetycznych mionów kosmicznych w detektorze ICARUS. Badanie wysokoenergetycznych mionów kosmicznych w detektorze ICARUS. Tomasz Palczewski Promotor: Prof. dr hab. Joanna Stepaniak. Warszawska Grupa Neutrinowa. Seminarium Doktoranckie IPJ 21.11.2006. Warszawa.

Bardziej szczegółowo

Wskazanie na pojawienie się neutrina elektronowego w eksperymencie T2K

Wskazanie na pojawienie się neutrina elektronowego w eksperymencie T2K [Release information] Permission of publication is granted at 13:00 on Wednesday June 15, 2011 (Japan Standard Time) Distributed to: Ibaraki Prefectural Government Press Club, Tsukuba Science City Press

Bardziej szczegółowo

Wszechświat czastek elementarnych

Wszechświat czastek elementarnych Wykład 2: prof. A.F.Żarnecki Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych Instytut Fizyki Doświadczalnej Wykład 2: Detekcja Czastek 27 lutego 2008 p.1/36 Wprowadzenie Istota obserwacji w świecie czastek

Bardziej szczegółowo

Cząstki elementarne. Składnikami materii są leptony, mezony i bariony. Leptony są niepodzielne. Mezony i bariony składają się z kwarków.

Cząstki elementarne. Składnikami materii są leptony, mezony i bariony. Leptony są niepodzielne. Mezony i bariony składają się z kwarków. Cząstki elementarne Składnikami materii są leptony, mezony i bariony. Leptony są niepodzielne. Mezony i bariony składają się z kwarków. Cząstki elementarne Leptony i kwarki są fermionami mają spin połówkowy

Bardziej szczegółowo

ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery

ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery 1/10 ZTWiA: grupa prof. M. Kutschery Wybrana do prezentacji tematyka: PRZEWIDYWANIE SUPERNOWYCH Eta Carina 2.7 kpc WR 104 1.5 kpc Betelgeuse 130 pc Mamy dobre,,medialne określenie, ale co faktycznie robimy?

Bardziej szczegółowo

Weryfikacja hipotez statystycznych

Weryfikacja hipotez statystycznych Weryfikacja hipotez statystycznych Hipoteza Test statystyczny Poziom istotności Testy jednostronne i dwustronne Testowanie równości wariancji test F-Fishera Testowanie równości wartości średnich test t-studenta

Bardziej szczegółowo

Tajemnice neutrin. Ewa Rondio. Instytut Problemów Jądrowych im. A. Sołtana

Tajemnice neutrin. Ewa Rondio. Instytut Problemów Jądrowych im. A. Sołtana Tajemnice neutrin Ewa Rondio Instytut Problemów Jądrowych im. A. Sołtana Festiwal Nauki, Warszawa, 22.09.2007 Neutrina najbardziej nieuchwytne Neutrino? cząstki materii F. Reines:...najmniejsza porcja

Bardziej szczegółowo

Obserwacja Nowej Cząstki o Masie 125 GeV

Obserwacja Nowej Cząstki o Masie 125 GeV Obserwacja Nowej Cząstki o Masie 125 GeV Eksperyment CMS, CERN 4 lipca 2012 Streszczenie Na wspólnym seminarium w CERN i na konferencji ICHEP 2012 [1] odbywającej się w Melbourne, naukowcy pracujący przy

Bardziej szczegółowo

Zad Sprawdzić, czy dana funkcja jest funkcją własną danego operatora. Jeśli tak, znaleźć wartość własną funkcji.

Zad Sprawdzić, czy dana funkcja jest funkcją własną danego operatora. Jeśli tak, znaleźć wartość własną funkcji. Zad. 1.1. Sprawdzić, czy dana funkcja jest funkcją własną danego operatora. Jeśli tak, znaleźć wartość własną funkcji. Zad. 1.1.a. Funkcja: ϕ = sin2x Zad. 1.1.b. Funkcja: ϕ = e x 2 2 Operator: f = d2 dx

Bardziej szczegółowo

Bozon Higgsa prawda czy kolejny fakt prasowy?

Bozon Higgsa prawda czy kolejny fakt prasowy? Bozon Higgsa prawda czy kolejny fakt prasowy? Sławomir Stachniewicz, IF PK 1. Standardowy model cząstek elementarnych Model Standardowy to obecnie obowiązująca teoria cząstek elementarnych, które są składnikami

Bardziej szczegółowo

czywgsizaobserwowano oscylacjeczasowestałejrozpadu?

czywgsizaobserwowano oscylacjeczasowestałejrozpadu? czywgsizaobserwowano oscylacjeczasowestałejrozpadu? Marek Góźdź Instytut Informatyki UMCS Wrocław, 27.IV.2009 1 Doświadczenie Doświadczenie Źródła: Yu.A.Litvinovetal.,PRL99(2007)262501 Z.Patyketal.,PRC77(2008)014306

Bardziej szczegółowo

1/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek. Neutrina z gwiazdy presupernowej oraz szanse ich detekcji

1/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek. Neutrina z gwiazdy presupernowej oraz szanse ich detekcji 1/20 Neutrina z presupernowej A. Odrzywołek Neutrina z gwiazdy presupernowej oraz szanse ich detekcji A. Odrzywołek, M.Misiaszek, M. Kutschera Detection possibitity of the pair-annihilation neutrinos from

Bardziej szczegółowo

Badanie oddziaływań quasi-elastycznych neutrin z wiązki T2K w detektorze ND280

Badanie oddziaływań quasi-elastycznych neutrin z wiązki T2K w detektorze ND280 Uniwersytet Warszawski Wydział Fizyki Wojciech Oryszczak Nr albumu: 24825 Badanie oddziaływań quasi-elastycznych neutrin z wiązki T2K w detektorze ND28 Praca magisterska na kierunku Fizyka w zakresie Fizyka

Bardziej szczegółowo

Reakcje jądrowe. X 1 + X 2 Y 1 + Y b 1 + b 2

Reakcje jądrowe. X 1 + X 2 Y 1 + Y b 1 + b 2 Reakcje jądrowe X 1 + X 2 Y 1 + Y 2 +...+ b 1 + b 2 kanał wejściowy kanał wyjściowy Reakcje wywołane przez nukleony - mechanizm reakcji Wielkości mierzone Reakcje wywołane przez ciężkie jony a) niskie

Bardziej szczegółowo

Fizyka cząstek elementarnych II Neutrina

Fizyka cząstek elementarnych II Neutrina Fizyka cząstek elementarnych II Neutrina Prof. dr hab. Danuta Kiełczewska Zakład Cząstek i Oddziaływań Fundamentalnych IFD UW http://www.fuw.edu.pl/~danka/ Plan wykładu: Trochę historii neutrin Źródła

Bardziej szczegółowo

Projekt poszukiwania neutrin sterylnych w eksperymencie z krótką bazą przy użyciu detektora BOREXINO

Projekt poszukiwania neutrin sterylnych w eksperymencie z krótką bazą przy użyciu detektora BOREXINO Projekt poszukiwania neutrin sterylnych w eksperymencie z krótką bazą przy użyciu detektora BOREXINO Marcin Misiaszek Instytut Fizyki, Uniwersytet Jagielloński Astrofizyka Cząstek w Polsce, 3-6 Marca,

Bardziej szczegółowo

Theory Polish (Poland)

Theory Polish (Poland) Q3-1 Wielki Zderzacz Hadronów (10 points) Przeczytaj Ogólne instrukcje znajdujące się w osobnej kopercie zanim zaczniesz rozwiązywać to zadanie. W tym zadaniu będą rozpatrywane zagadnienia fizyczne zachodzące

Bardziej szczegółowo

Oddziaływania. Zachowanie liczby leptonowej i barionowej Diagramy Feynmana. Elementy kwantowej elektrodynamiki (QED)

Oddziaływania. Zachowanie liczby leptonowej i barionowej Diagramy Feynmana. Elementy kwantowej elektrodynamiki (QED) Oddziaływania Zachowanie liczby leptonowej i barionowej Diagramy Feynmana Elementy kwantowej elektrodynamiki (QED) Teoria Yukawy Zasięg oddziaływań i propagator bozonowy Równanie Diraca Antycząstki; momenty

Bardziej szczegółowo

Struktura porotonu cd.

Struktura porotonu cd. Struktura porotonu cd. Funkcje struktury Łamanie skalowania QCD Spinowa struktura protonu Ewa Rondio, 2 kwietnia 2007 wykład 7 informacja Termin egzaminu 21 czerwca, godz.9.00 Wiemy już jak wygląda nukleon???

Bardziej szczegółowo

Promieniowanie jonizujące

Promieniowanie jonizujące Promieniowanie jonizujące Wykład II Promieniotwórczość Fizyka MU, semestr 2 Uniwersytet Rzeszowski, 8 marca 2017 Wykład II Promieniotwórczość Promieniowanie jonizujące 1 / 22 Jądra pomieniotwórcze Nuklidy

Bardziej szczegółowo

Na tropach czastki Higgsa

Na tropach czastki Higgsa Na tropach czastki Higgsa Wykład inauguracyjny 2004/2005 A.F.Żarnecki Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych Instytut Fizyki Doświadczalnej Na tropach czastki Higgsa Wykład inauguracyjny 2004/2005

Bardziej szczegółowo

Metody Lagrange a i Hamiltona w Mechanice

Metody Lagrange a i Hamiltona w Mechanice Metody Lagrange a i Hamiltona w Mechanice Mariusz Przybycień Wydział Fizyki i Informatyki Stosowanej Akademia Górniczo-Hutnicza Wykład 6 M. Przybycień (WFiIS AGH) Metody Lagrange a i Hamiltona... Wykład

Bardziej szczegółowo

Dynamika relatywistyczna

Dynamika relatywistyczna Dynamika relatywistyczna Fizyka I (B+C) Wykład XVIII: Energia relatywistyczna Transformacja Lorenza energii i pędu Masa niezmiennicza Energia relatywistyczna Dla ruchu ciała pod wpływem stałej siły otrzymaliśmy:

Bardziej szczegółowo

Rozkłady wielu zmiennych

Rozkłady wielu zmiennych Rozkłady wielu zmiennych Uogólnienie pojęć na rozkład wielu zmiennych Dystrybuanta, gęstość prawdopodobieństwa, rozkład brzegowy, wartości średnie i odchylenia standardowe, momenty Notacja macierzowa Macierz

Bardziej szczegółowo

V.6.6 Pęd i energia przy prędkościach bliskich c. Zastosowania

V.6.6 Pęd i energia przy prędkościach bliskich c. Zastosowania V.6.6 Pęd i energia przy prędkościach bliskich c. Zastosowania 1. Ogólne wyrażenia na aberrację światła. Rozpad cząstki o masie M na dwie cząstki o masach m 1 i m 3. Rozpraszanie fotonów z lasera GaAs

Bardziej szczegółowo

Komputerowa Analiza Danych Doświadczalnych

Komputerowa Analiza Danych Doświadczalnych Komputerowa Analiza Danych Doświadczalnych Prowadząca: dr inż. Hanna Zbroszczyk e-mail: gos@if.pw.edu.pl tel: +48 22 234 58 51 konsultacje: poniedziałek, 10-11; środa: 11-12 www: http://www.if.pw.edu.pl/~gos/students/kadd

Bardziej szczegółowo

Hipotezy statystyczne

Hipotezy statystyczne Hipotezą statystyczną nazywamy każde przypuszczenie dotyczące nieznanego rozkładu badanej cechy populacji, o którego prawdziwości lub fałszywości wnioskuje się na podstawie pobranej próbki losowej. Hipotezy

Bardziej szczegółowo

Hipotezy statystyczne

Hipotezy statystyczne Hipotezy statystyczne Hipotezą statystyczną nazywamy każde przypuszczenie dotyczące nieznanego rozkładu badanej cechy populacji, o którego prawdziwości lub fałszywości wnioskuje się na podstawie pobranej

Bardziej szczegółowo

Promieniowanie jonizujące

Promieniowanie jonizujące Promieniowanie jonizujące Wykład II Krzysztof Golec-Biernat Promieniotwórczość Uniwersytet Rzeszowski, 18 października 2017 Wykład II Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 1 / 23 Jądra pomieniotwórcze

Bardziej szczegółowo

Fizyka do przodu w zderzeniach proton-proton

Fizyka do przodu w zderzeniach proton-proton Fizyka do przodu w zderzeniach proton-proton Leszek Adamczyk (KOiDC WFiIS AGH) Seminarium WFiIS March 9, 2018 Fizyka do przodu w oddziaływaniach proton-proton Fizyka do przodu: procesy dla których obszar

Bardziej szczegółowo

Widmo energetyczne neutrin i antyneutrin elektronowych w stanie NSE

Widmo energetyczne neutrin i antyneutrin elektronowych w stanie NSE Widmo energetyczne neutrin i antyneutrin elektronowych w stanie NSE Andrzej Odrzywolek Instytut Fizyki UJ, Zakład Teorii Względności i Astrofizyki 08.09.2008, środa, 13:15 Źródła neutrin i antyneutrin

Bardziej szczegółowo

Projekt SOX w poszukiwaniu neutrin sterylnych i nowych oddziaływań

Projekt SOX w poszukiwaniu neutrin sterylnych i nowych oddziaływań Projekt SOX w poszukiwaniu neutrin sterylnych i nowych oddziaływań Marcin Misiaszek Instytut Fizyki UJ 28/03/2014 Seminarium IFD UW Warszawa BOREXINO detektor i osiągnięcia Oscylacje neutrin czy wszystko

Bardziej szczegółowo

Bozon Higgsa oraz SUSY

Bozon Higgsa oraz SUSY Bozon Higgsa oraz SUSY Bozon Higgsa Poszukiwania bozonu Higgsa w LEP i Tevatronie - otrzymane ograniczenia na masę H Plany poszukiwań w LHC Supersymetria (SUSY) Zagadkowe wyniki CDF Masy cząstek cząstki

Bardziej szczegółowo

Skad się bierze masa Festiwal Nauki, Wydział Fizyki U.W. 25 września 2005 A.F.Żarnecki p.1/39

Skad się bierze masa Festiwal Nauki, Wydział Fizyki U.W. 25 września 2005 A.F.Żarnecki p.1/39 Skad się bierze masa Festiwal Nauki Wydział Fizyki U.W. 25 września 2005 dr hab. A.F.Żarnecki Zakład Czastek i Oddziaływań Fundamentalnych Instytut Fizyki Doświadczalnej Skad się bierze masa Festiwal Nauki,

Bardziej szczegółowo