Analiza oscylacji oraz weryfikacje eksperymentalne
|
|
- Elżbieta Kaźmierczak
- 5 lat temu
- Przeglądów:
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 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Oddziaływania elektrosłabe
Oddziaływania elektrosłabe X ODDZIAŁYWANIA ELEKTROSŁABE Fizyka elektrosłaba na LEPie Liczba pokoleń. Bardzo precyzyjne pomiary. Obserwacja przypadków. Uniwersalność leptonów. Mieszanie kwarków. Macierz
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
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
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,
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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,
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
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
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
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
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
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,
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,
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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)
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
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
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
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,
Zderzenia relatywistyczne
Zderzenia relatywistyczne Fizyka I (B+C) Wykład XVIII: Zderzenia nieelastyczne Energia progowa Rozpady czastek Neutrina Zderzenia relatywistyczne Zderzenia nieelastyczne Zderzenia elastyczne - czastki
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
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-
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
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
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
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
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
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
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
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:
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.
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
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
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
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?
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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,
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
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
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???
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
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
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
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:
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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,