Dowiadczenia z neutrinami akceleratorowymi i wpływ przesyłania wizek neutrinowych na rodowisko
|
|
- Halina Chmiel
- 7 lat temu
- Przeglądów:
Transkrypt
1 Uniwersytet Warszawski Wydział Fizyki Magdalena Chilkiewicz Nr albumu: Dowiadczenia z neutrinami akceleratorowymi i wpływ przesyłania wizek neutrinowych na rodowisko Praca licencjacka na kierunku Fizyka rodowiska w Zakładzie Fizyki Czstek i Oddziaływa Fundamentalnych Praca wykonana pod kierunkiem dr Katarzyny Grzelak Uniwersytet Warszawski Warszawa, wrzesie 2005
2 Owiadczenie kierujcego prac Owiadczam, e niniejsza praca została przygotowana pod moim kierunkiem i stwierdzam, e spełnia ona warunki do przedstawienia jej w postpowaniu o nadanie tytułu zawodowego. Data Podpis kierujcego prac Owiadczenie autora pracy wiadom odpowiedzialnoci prawnej owiadczam, e niniejsza praca dyplomowa została napisana przeze mnie samodzielnie i nie zawiera treci uzyskanych w sposób niezgodny z obowizujcymi przepisami. Owiadczam równie, e przedstawiona praca nie była wczeniej przedmiotem procedur zwizanych z uzyskaniem tytułu zawodowego w wyszej uczelni. Owiadczam ponadto, e niniejsza wersja pracy jest identyczna z załczon wersj elektroniczn. Data Podpis autora pracy 2
3 Streszczenie Niniejsza praca powicona jest opisowi neutrinowych eksperymentów akceleratorowych i ich wpływu na rodowisko naturalne. Zawiera wprowadzenie do fizyki neutrin, omawia histori neutrin i ródła pochodzenia. Zaprezentowano tu głównie do- wiadczenia akceleratorowe, w których neutrina przebywaj dalekie odległoci od ródła do detektora. W pracy przeprowadzono dyskusj na temat szkodliwoci przesyłania wizek neutrinowych. Omówiono jakie czstki powstajce przy ich produkcji stanowi zagroenie dla ludzi i przyrody oraz opisano jak si zabezpiecza przed szkodliwym ich działaniem. Słowa kluczowe Neutrino, akcelerator, rodowisko, promieniowanie jonizacyjne, oscylacje neutrin, czstki elementarne. Dziedzina pracy (kody wg programu Socrates-Erasmus)
4 Pragn serdecznie podzikowa dr Katarzynie Grzelak za cenne uwagi i wszelk pomoc w napisaniu niniejszej pracy, za yczliwo, wyrozumiało i powicenie. 4
5 Rozdział 1. Wprowadzenie... 6 Rozdział 2. Model Standardowy Budowa materii Kwarki i leptony Podział na fermiony i bozony Rodzaje oddziaływa fundamentalnych Oddziaływania elektromagnetyczne Oddziaływania słabe Oddziaływania silne Oddziaływania grawitacyjne Rozdział 3. Neutrina Historia neutrin Pochodzenie neutrin ródła naturalne ródła sztuczne Oscylacje neutrin Rozdział 4. Eksperymenty neutrinowe Dowiadczenia z neutrinami nieakceleratorowymi Dowiadczenie Raymonda Davisa (1967) Super Kamiokande SNO (Sudbury Neutrino Observatory) KamLAND Dowiadczenia z neutrinami akceleratorowymi Rodzaje, budowa i zasada działania akceleratorów Produkcja neutrin akceleratorowych Metody detekcji neutrin Eksperymenty akceleratorowe z dług baz K2K MINOS Przyszłe projekty akceleratorowe Rozdział 5. Oddziaływanie promieniowania z materi Biologiczne efekty promieniowania Zasady ochrony radiologicznej Rozdział 6. Wpływ eksperymentów neutrinowych na rodowisko Produkcja wizek neutrin a ochrona rodowiska Promieniowanie natychmiastowe i szcztkowe Powietrze Wody gruntowe Wpływ przesyłania wizek neutrinowych na otoczenie Detektory do detekcji neutrin Rozdział 7. Podsumowanie Literatura
6 Rozdział 1. Wprowadzenie Celem niniejszej pracy jest zapoznanie czytelnika z neutrinami czstkami bdcymi...najmniejsz porcj rzeczywistoci, jak kiedykolwiek człowiek wymylił, jak to okrelił niegdy F. Reines oraz opisanie wpływu eksperymentów badajcych neutrina na rodowisko. Pierwsze rozdziały traktuj o Modelu Standardowym, opisujcym podstawowe składniki materii i oddziaływania fundamentalne, oraz obrazuj histori i pochodzenie neutrin. Ma to na wzgldzie pokazanie ich miejsca w wiecie fizyki czstek elementarnych. Kolejne zawieraj krótk prezentacj eksperymentów z neutrinami nieakceleratorowymi, których rezultaty przyniosły wiele wanych odkry dotyczcych właciwoci neutrin. Nastpnie przedstawiono budow akceleratorów urzdze przyspieszajcych czstki do wysokiej energii i sposób wytwarzania wizek neutrinowych przy ich pomocy. W pracy skupiono si tylko na neutrinowych eksperymentach akceleratorowych, w których wizki neutrin przesyłane s na due odległoci (rzdu kilkuset km). S to tzw. eksperymenty z dług baz pomiarow. Osobny rozdział przeznaczono na omówienie sposobów oddziaływania promieniowania z materi i opis zasadniczych aspektów ochrony radiologicznej. W rozdziale szóstym omówiono wpływ przeprowadzanych eksperymentów neutrinowych na rodowisko naturalne, głównie w oparciu o literatur dotyczc programu fizycznego NuMI (Neutrinos at the Main Injector). Neutrina były pocztkowo pomysłem czysto teoretycznym w 1930 roku Wolfgang Pauli wysunł hipotez o ich istnieniu, aby wytłumaczy brakujc cz energii w rozpadzie. Po 26 latach po raz pierwszy zaobserwowano oddziaływanie neutrina bezporedni dowód jego istnienia. Rozwijajca si fizyka czstek elementarnych zrodziła potrzeb budowy akceleratorów, które stały si obok promieniowania kosmicznego ródłem czstek o wysokich energiach. Dziki nowym urzdzeniom stało si moliwe wytwarzanie intensywnych strumieni czstek, a dodatkowo uzyskano moliwo kontrolowania ich parametrów. Pozwoliło to zgłbi dotychczasow wiedz o budowie materii oraz własnociach czstek elementarnych i podstawowych oddziaływa. W 1962 roku wytworzono w akceleratorze pierwsz wizk neutrinow i odkryto róne typy (zapachy) neutrin: mionowe i elektronowe. Dowiadczenia z neutrinami akceleratorowymi wi si jednak z pewnym zagroeniem dla rodowiska. Same neutrina oddziaływuj słabo i nie s a tak niebezpieczne cho przez kady cm 2 naszego ciała w czasie jednej sekundy przechodzi ich ponad 40 mld (głównie ze Słoca). Wikszy problem tkwi w ogromnej masie detektorów rejestrujcych oddziaływania tych czstek, a przede wszystkim w powstawaniu przy produkcji neutrin czstek naładowanych, które jako promieniowanie jonizujce maj szkodliwy wpływ na organizmy ywe i mog przyczyni si do powstania izotopów promieniotwórczych, a tym samym skaenia rodowiska. Promieniowanie jonizujce powstaje równie w reakcjach indukowanych przez same neutrina. W poniszej pracy oszacowano jak czste s oddziaływania neutrin z obecnie produkowanych wizek neutrin i jakie jest skaenie promieniotwórcze rodowiska na przykładzie programu NuMI w orodku Fermilab. 6
7 Rozdział 2. Model Standardowy 2.1. Budowa materii Przez całe stulecia ludzie starali si odpowiedzie na pytanie z czego zbudowana jest materia. Jeszcze w latach 50 tych XX wieku sdzono, e podstawowym jej składnikiem s trzy czstki: proton, neutron i elektron. Rok 1964 przyniósł nowe spojrzenie na budow jder atomowych. Konstrukcja akceleratorów pozwalajcych wnikn głboko w struktur atomu zrewolucjonizowała pogldy na jego budow. Okazało si, e protony i neutrony nie stanowi najmniejszej formy materii, ale s zbudowane z jeszcze mniejszych czstek, zwanych kwarkami. Te za oddziaływuj ze sob poprzez wymian tak zwanych gluonów. Współczesna fizyka postrzega kwarki jako najbardziej fundamentalne składniki materii Kwarki i leptony Dziesiciolecia pracy badawczej doprowadziły do sformułowania modelu teoretycznego dotyczcego czstek elementarnych i oddziaływa fundamentalnych materii, zwanego Modelem Standardowym (opracowanego przez Glashowa, Salama i Weinberga). Sformułowano go w 70 tych latach XX wieku i do dzi jest on najlepszym opisem wicym niemal wszystkie obserwacje z zakresu fizyki czstek elementarnych w jedn cało. Zgodnie z tym opisem, materia zbudowana jest z szeciu rodzajów kwarków, szeciu rodzajów leptonów i czstek przenoszcych oddziaływania. Pierwsz grup stanowi kwarki obdarzone ładunkami o wartociach + 2/3 e lub 1/3 e, gdzie e jest ładunkiem elektronu ( C). Model Standardowy wyrónia sze rodzajów kwarków i sze rodzajów antykwarków. Pogrupowane s one w trzy rodziny: górny u i dolny d, powabny c i dziwny s oraz prawdziwy t i pikny b. W drugiej grupie czstek, zwanych leptonami, znajduje si elektron, mion i taon (wraz z ich antyczstkami pozytonem, anty-mionem i anty-taonem) oraz trzy neutralne czstki: neutrino elektronowe, mionowe i taonowe (jak równie antyneutrina). Ładunek elektryczny naładowanych leptonów wyraa si liczb całkowit. Najbardziej znany z nich elektron e ma ładunek ujemny, podobnie jak pozostałe, o wiele cisze, leptony mion µ i taon τ. Kademu z naładowanych leptonów odpowiadaj odpowiednie neutrina, co okrelaj indeksy: ν e, ν µ i ν τ. Długo wierzono, e neutrina s czstkami bezmasowymi 1. Obecnie panuje powszechne przekonanie, e jednak maj mas, ale bardzo mał. Wyznaczono jedynie górne ograniczenia mas neutrin. Aktualne limity to: m(ν e ) < 3 ev, uzyskany dziki badaniom rozpadu beta, m(ν ) < 0.19 MeV, uzyskany z rozpadu mionu i m(ν ) < 18.2 MeV, okrelony na podstawie rozpadu taonu [1]. Kwarki i leptony uporzdkowane s w trzy rodziny, co przedstawia Tab Dopiero w 1998 roku eksperyment Super Kamiokande udowodnił, e neutrina maj mas (przez odkrycie zjawiska oscylacji). 7
8 Tab Fundamentalne składniki materii [2] Czstka Zapach Q / e Kwarki Leptony u c t d s b + 2/3 1/3 e ν e ν ν 0 Leptony mog istnie jako swobodne czstki, z kolei kwarki wystpuj jedynie w kombinacjach. Czstki zbudowane z trzech kwarków nazywamy barionami, natomiast z dwóch kwarków mezonami 2. Tylko proton i neutron s stabilnymi barionami. Zbudowane s z najlejszych kwarków u i d w nastpujcych kombinacjach: uud (proton) i ddu (neutron). Kwarki cisze (s, c, b, t) wchodz w skład czstek niestabilnych, które szybko ulegaj rozpadowi na kombinacje lejszych kwarków u i d. Podobnie jest w przypadku ciszych leptonów µ i τ, które rozpadaj si na lejsze leptony lub kwarki. Wszystko, z czego zbudowana jest materia ziemska, składa si z pierwszej rodziny kwarków i leptonów (neutrino elektronowe powstaje w rozpadach promieniotwórczych ). Czstki z drugiej i trzeciej rodziny moemy obserwowa w promieniowaniu kosmicznym i produkowa w akceleratorach Podział na fermiony i bozony Wszystkie czstki elementarne moemy podzieli na fermiony i bozony. Pierwsze z nich maj spin 4 połówkowy (1/2, 3/2,...). Do fermionów zaliczamy czstki, które s podstawowym budulcem materii, a wic kwarki i leptony oraz czstki bdce ich kombinacjami (np. protony, neutrony). Fermiony podlegaj statystyce Fermiego Diraca, w której obowizuje zakaz Pauliego. W myl zakazu, niemoliwe jest istnienie dwóch czstek w tym samym stanie kwantowym. Bozony s czstkami elementarnymi o spinie całkowitym. Podlegaj one statystyce Bosego Einsteina (tu nie obowizuje zasada Pauliego). To włanie bozony odpowiedzialne s za przenoszenie oddziaływa pomidzy czstkami. Bozonami s równie złoone czstki, które składaj si z parzystej liczby fermionów. Jdro atomowe moe by fermionem lub bozonem zaley to od liczby protonów i neutronów. Jeli jest ona parzysta, jdro jest bozonem, jeli nieparzysta fermionem. 2 Mezony to czstki zbudowane z pary kwark antykwark. Najciszym odkrytym mezonem jest stan top antytop o masie około 400 razy wikszej od masy protonu [2]. 3 Akcelerator urzdzenie do przyspieszania naładowanych, stabilnych czstek (patrz podrozdział 4.2.). 4 Spin wewntrzny moment pdu czstki, nie wie si on z ruchem czstek w przestrzeni. 8
9 2.2. Rodzaje oddziaływa fundamentalnych W poprzednim rozdziale omówiona została budowa materii. W poniszym przedstawiono cztery rodzaje oddziaływa fundamentalnych: elektromagnetyczne, słabe, silne i grawitacyjne. Kade z nich jest rezultatem wymiany bozonów noników oddziaływa Oddziaływania elektromagnetyczne Jeszcze na pocztku XIX go wieku traktowano elektryczno i magnetyzm jako dwa róne zjawiska fizyczne. Obecnie wiadomo, e oddziaływanie elektryczne i magnetyczne s odmiennymi przejawami jednej siły elektromagnetycznej, która w odrónieniu od grawitacji moe przyciga bd odpycha od siebie róne obiekty. Ładunki jednoimienne i te same bieguny magnetyczne 5 odpychaj si, za przeciwne przycigaj. Oddziaływania elektromagnetyczne zachodz pomidzy kwarkami i naładowanymi leptonami za porednictwem fotonów. Prawa rzdzce tymi oddziaływaniami zostały zebrane w cało, na której opiera si elektrodynamika klasyczna. Dokonał tego J.C. Maxwell, publikujc w 1864 roku Dynamiczn teori pola elektromagnetycznego. Równania Maxwella wyczerpujco opisuj oba rodzaje oddziaływa. Do najwaniejszych konsekwencji owych równa naley zaliczy wykazanie istnienia fal elektromagnetycznych 6. Rola oddziaływania elektromagnetycznego ze wzgldu na nieskoczony zasig jest ogromna. Odpowiada ono za zdecydowan wikszo makroskopowych cech materii. Kieruje procesami rozpraszania elektronów na protonach i elektronach. Siły kulombowskie 7, bdce przejawem tego rodzaju oddziaływania, warunkuj istnienie atomów. Ponadto wizania midzyczsteczkowe i struktura krystaliczna s równie efektem oddziaływania elektromagnetycznego. Nonikiem oddziaływa elektromagnetycznych s fotony Oddziaływania słabe Przejawy oddziaływa słabych nie s widoczne w yciu codziennym. Oddziaływania słabe maj bardzo mały zasig, rzdu m. Mog zachodzi pomidzy leptonami i kwarkami. Odpowiadaj midzy innymi za jdrowy rozpad, w wyniku czego powstaje proton, elektron i antyneutrino elektronowe: n p + e + ν. (2.1) e Zgodnie z zasad zachowania liczby leptonowej 8, po obu stronach równania wystpuje taka sama liczba leptonowa. 5 Ładunki magnetyczne nie istniej, wystpuj jedynie dipole magnetyczne, czyli układy dwóch rónoimiennych biegunów (płn. i płd.); dipolami s np. magnesy. 6 Zaburzenie rozchodzce si w przestrzeni na skutek zmian pola elektrycznego lub magnetycznego. 7 Siły oddziaływania elektrostatycznego midzy naładowanymi ciałami; s one wprost proporcjonalne do iloczynu ładunków elektrycznych tych ciał i odwrotnie proporcjonalne do kwadratu odległoci midzy nimi. 8 Liczba leptonowa jest jedn z liczb kwantowych i podobnie jak kada z nich jest zachowana w układzie izolowanym; okrela rónic pomidzy liczb leptonów i antyleptonów w układzie. 9
10 Oddziaływania słabe zachodz poprzez wymian naładowanych bozonów W ± i obojtnego Z 0. Noniki te 9 maj bardzo due masy (Tab. 2.2.), dlatego omawiane oddziaływania maj niezmiernie mały zasig. W latach 60-tych ubiegłego stulecia została wysunita teoria dotyczca unifikacji oddziaływa słabych i elektromagnetycznych potwierdzona eksperymentalnie w roku 1983, kiedy odkryto bozony W i Z. Wytworzono je w akceleratorze SPS (CERN) na skutek zderzenia przeciwbienych, wysokoenergetycznych wizek protonów i antyprotonów. Za sformułowanie teorii oddziaływa elektrosłabych, S. Glashow, S. Weinberg, oraz A. Salam otrzymali w 1979 roku Nagrod Nobla Oddziaływania silne Oddziaływanie silne jest najsilniejsze ze wszystkich rodzajów oddziaływa w przyrodzie. Podobnie jak słabe, nie jest obserwowalne w makrowiecie, co jest spowodowane małym zasigiem (10-15 m). Oddziaływania silne odpowiadaj za utrzymywanie jder atomowych w całoci. Elementarn czstk bdc nonikiem oddziaływa silnych jest bezmasowy, elektrycznie obojtny, gluon. Oddziaływanie za pomoc gluonów nie pozwala na istnienie swobodnych kwarków. Kwarki wystpuj jedynie w kombinacjach. Tworz bariony (np. protony i neutrony) i mezony, które nale do wspólnej grupy okrelanej mianem hadronów czstek oddziaływujcych silnie Oddziaływania grawitacyjne Grawitacja jest najwczeniej odkrytym i najbardziej rozpowszechnionym oddziaływaniem w przyrodzie, cho paradoksalnie jest najsłabsze. I. Newton jako pierwszy opisał to oddziaływanie, stwierdzajc e siła powodujca ruch planet wokół Słoca, jak i siła powodujca spadek ciał na powierzchni Ziemi, to przejaw jednego oddziaływania grawitacji. Sformułował on prawo powszechnego cienia, w myl którego siła grawitacji (siła powszechnego cienia) dwóch oddziałujcych ciał jest wprost proporcjonalna do iloczynu ich mas i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległoci midzy nimi: m1 m2 F = G, (2.2) 2 r gdzie G = 6, Nm 2 /kg 2 stała grawitacji Siła powszechnego cienia ma charakter przycigajcy i nieskoczony zasig podobnie jak oddziaływanie elektromagnetyczne. Jak wynika z powyszego wzoru, tylko ciała posiadajce mas mog ze sob oddziaływa. W przypadku mas typowych dla fizyki czstek elementarnych, oddziaływanie grawitacyjne mona całkowicie pomin. Hipotetyczn czstk przenoszc tego rodzaju oddziaływania jest grawiton, którego istnienia jak dotd niestety nie stwierdzono. Tab podsumowuje omówione w poprzednich podrozdziałach najwaniejsze cechy oddziaływa fundamentalnych: Tab Oddziaływania fundamentalne [2] 9 Wymiana bozonu W ± powoduje zmian ładunku oddziaływujcej czstki, za w przypadku wymiany Z 0 taka zmiana nie ma miejsca. Std te nazywa si je odpowiednio oddziaływaniami słabymi przez prdy naładowane i neutralne [2]. 10
11 czstka przenoszca oddziaływania Elektromagnetyczne Słabe Silne Grawitacyjne foton W ± Z gluon grawiton (nie odkryty) masa [GeV] ,2 91,2 0 0 zasig [m] ródło ładunek elektryczny ładunek słaby ładunek kolorowy masa stała sprzenia ev energia czstki o ładunku elementarnym uzyskana na skutek napicia 1 V; 1 ev = J = kg (dla c=1 energia i masa maj te same jednostki, E=mc 2 ); 1 GeV = 10 9 ev. 11
12 Rozdział 3. Neutrina Neutrina działaj na wyobrani fizyków. S jak kapryne primadonny, które bardzo trudno namówi na wystp, ale jeli si to uda, to spektakl jest wspaniały. 11 Neutrina s czstkami pozbawionymi ładunku elektrycznego, o spinie połówkowym i niezmiernie małej masie. Uczestnicz w oddziaływaniach słabych. Wyróniamy trzy rodzaje (tzw. zapachy) neutrin, które przyporzdkowujemy trzem zapachom naładowanych leptonów. Poniej przedstawiono najwaniejsze wydarzenia z historii tych czstek [2, 3, 4] Historia neutrin 1930 Niemiecki fizyk Wolfgang Pauli, zapostulował istnienie czstki, któr E. Fermi nazwał trzy lata póniej neutrinem. Była to w istocie desperacka próba ratowania zasady zachowania energii podczas przemiany jdrowej. Załoenie istnienia nowej czstki było nieodzowne by wytłumaczy to zjawisko. W przypadku rozpadu dwuciałowego, zgodnie z prawem zachowania energii i pdu, wylatujcy z jdra elektron nie moe mie dowolnej prdkoci. Energia elektronów powinna zawsze mie konkretn warto, tymczasem fakty dowiadczalne wymykały si prawom fizyki, dajc całe widmo prdkoci i energii. Niektórzy naukowcy podawali ju w wtpliwo słuszno podstawowych praw fizyki. "Nie ma adnego argumentu zarówno dowiadczalnego, jak i teoretycznego, który by bronił prawa zachowania energii w tym przypadku" - twierdził fizyk Niels Bohr, autorytet ówczesnych czasów. Inne zdanie miał w tej sprawie Pauli. By potwierdzi uniwersalno dotychczasowych teorii i zasad, uczony wpadł na pomysł, e musi istnie czstka, która bdzie odpowiedzialna za brakujc cz energii podczas rozpadu neutronu na proton i elektron. Załoył, e wraz z elektronem opuszcza ona jdro pierwiastka promieniotwórczego niosc zgubion energi. I dopiero suma energii elektronu i zaproponowanej czstki jest stała zgodnie z prawem zachowania. Jednak w eksperymentach widoczne były tylko promienie beta, za nowa czstka nie dawała adnych obserwowalnych dowodów swego istnienia. Pauli uwaał, e dzieje si tak ze wzgldu na brak ładunku elektrycznego, mas blisk zera i bardzo słabe oddziaływanie z materi Na dowiadczalne potwierdzenie swej sensacyjnej teorii uczony czekał a 26 lat, kiedy to zaciekawieni nowym zjawiskiem i moliwoci detekcji tajemniczej czstki, Frederick Reines i Clyde Cowan jako pierwsi zaobserwowali oddziaływania neutrin pochodzcych z reaktora w Savannah River. 11 A. Para, A. Zalewska, Neutrina w Cern i pod Alpami, Rzeczpospolita, 19 padziernika 2004, str
13 1962 Eksperyment w Brookhaven National Laboratory w USA z pierwsz wytworzon przy uyciu akceleratora wizk neutrin pozwolił odkry drugi, obok elektronowych, rodzaj neutrin mionowe Pierwszy eksperyment rejestrujcy neutrina pochodzce z przemian jdrowych zachodzcych w Słocu. Dokonał tego R. Davis, uywajc detektora zawierajcego 600 ton płynu do czyszczenia, umieszczonego w kopalni w Homestake (Południowa Dakota). Liczba rejestrowanych neutrin elektronowych okazała si by o połow mniejsza od przewidywa teoretycznych Modelu Słonecznego Bruno Pontecorvo i Vladimir Gribov postuluj istnienie oscylacji 12 neutrin, które tłumaczyłyby deficyt neutrin słonecznych Odkrycie leptonu i kwarku b, co wiadczyło o istnieniu kolejnej trzeciej rodziny kwarkowo leptonowej (a w zwizku z tym i neutrina taonowego) Akceleratorowy eksperyment w CERN (LEP Large Electron Positron Collider ) pozwolił stwierdzi, e s tylko trzy rodziny lekkich neutrin (lejszych ni połowa masy Z 0 ) Prace badawcze nad neutrinami z promieniowania kosmicznego w eksperymencie Super Kamiokande; ich wynik silnie potwierdza hipotez oscylacji neutrin SNO (Sudbury Neutrino Observatory) wyjania problem zwizany z deficytem neutrin słonecznych, wskazujc na przemian neutrin elektronowych w inny zapach, Eksperyment KamLAND dostarcza dowodu na oscylacje antyneutrin, których ródłem s reaktory jdrowe 2004/2005 Na podstawie zebranych danych Super Kamiokande i KamLAND pokazuj kształt oscylacji neutrin bezporedni dowód na istnienie tego zjawiska. Druga połowa ubiegłego stulecia stała pod znakiem badania i głbszego poznawania tych subatomowych czstek, wyjaniania wielu niezrozumiałych zjawisk zwizanych z nimi i zaskakujcych odkry. Neutrina przeszły w drugiej połowie XX wieku dług drog od hipotetycznych czstek po wany instrument badawczy, słucy m.in. poznaniu procesów zachodzcych na Słocu. Dzi wiadomo, e s one integraln cz- ci fundamentalnej teorii dotyczcej czstek elementarnych i podstawowych oddziaływa w otaczajcym wiecie. 12 Przemiana jednego rodzaju (zapachu) neutrina w drugi. Szczegóły w podrozdziale
14 3.2. Pochodzenie neutrin Neutrina s najbardziej rozpowszechnionymi po fotonach czstkami Wszech- wiata. W kadym jego cm 3 znajduje si około 330 neutrin. W całej przestrzeni kosmicznej jest ich a 10 9 razy wicej ni nukleonów [5]. Na Rys przedstawiono strumienie neutrin pochodzcych z rónych ródeł naturalnych i reaktorów jdrowych: Strumie neutrin przy powierzchni Ziemi (cm -2 s -1 MeV -1 ) Rys.3.1. Strumie neutrin ze ródeł naturalnych i reaktorów jdrowych w funkcji energii neutrin. AGN neutrina z aktywnych jder galaktyk [2] ródła naturalne Słoce Energia neutrin (ev) Ze Słoca dociera do powierzchni Ziemi najwicej neutrin ( /s/cm 2, [5]) Powstaj jako produkt uboczny w szeregu reakcji jdrowych, które zachodz we wntrzu gwiazdy. W 1938 roku H. Bethe zanalizował podstawowe procesy termojdrowe w Słocu, za co otrzymał Nagrod Nobla w roku Energia słoneczna jest głównie wynikiem przemiany jder wodoru w jdra helu. Poniej przedstawiono główne reakcje termojdrowe dla cyklu proton proton (pp) [5]: p + p d + e + + ν e MeV 13, p + d 3 He MeV, (3.1) 3 He + 3 He 4 He + p + p MeV. 13 d (deuteron) jdro deuteru, cikiego wodoru 2 1 H. 14
15 Zapisujc sumarycznie powysze równania otrzymujemy: 4 1 H 4 He + 2e ν e MeV. (3.2) Strumie neutrin wyprodukowanych w powyszej reakcji jest najwikszy (85 % całkowitego), a neutrina nios energi około 0.5 MeV. Neutrina wytwarzane s te w cyklu pep, hep oraz w trakcie produkcji i rozpadu berylu 7 Be 15 % i boru 8 B 0.01 %. Najwaniejsze reakcje termojdrowe zachodzce na Słocu przedstawia Tab Oszacowano, e około 2 % emitowanej energii słonecznej uwalniane jest w postaci neutrin. S to przede wszystkim czstki o energiach poniej 1 MeV. Z faktu nikłego oddziaływania tych czstek z jakkolwiek materi, równie i Słoce nie stanowi dla nich przeszkody. Po upływie zaledwie 8 minut docieraj ju do powierzchni naszej planety 14. Std ich nieoceniona rola w pracach badawczych nad procesami zachodzcymi na Słocu. W cigu sekundy z gwiazdy wydostaje si ich mniej wicej /s /cm 2 [6]. Energia docierajcych do Ziemi neutrin słonecznych zaley od rodzaju reakcji, w której powstały te czstki. Tab Wartoci energii i strumieni neutrin pochodzenia słonecznego emitowanych w przemianach jdrowych [6, 7] Symbol przemiany jdrowej pp 7 Be 8 B Równanie reakcji Energia neutrin [MeV] Strumie neutrin przy powierzchni Ziemi (s -1 cm -2 ) p + p d + e + + ν e Be + e - 7 Li + ν e 0.86 (90%), 0.38 (10%) B 8 Be + e + + ν e pep p + e - + p d + ν e hep 3 He + p 4 He + e + + ν e Obserwacja fotonów, które powstaj wewntrz Słoca, przynosi przestarzałe wiadomoci dotyczce procesów jdrowych na Słocu, poniewa czstki te rozpraszaj si w materii słonecznej i dopiero po upływie miliona lat wydostaj si na zewntrz. 15
16 Strumie neutrin przy Ziemi widmo liniowe (cm -2 s -1 ) i widmo cigłe (cm -2 s -1 MeV -1 ) Energia neutrin [MeV] Rysunek 3.2. Widma energii i strumienie neutrin pochodzenia słonecznego emitowanych w przemianach jdrowych; u góry podano zakresy czułoci detektorów wypełnionych wod, chlorem oraz galem. Jak wida, najbardziej czuły jest detektor z galem, który rejestruje neutrina ju od energii około 0.25 MeV [5] Z Rys i Tab wida, e najwicej neutrin produkowanych jest w przemianie pp, jednak odznaczaj si najniszymi energiami. Z kolei najbardziej energetyczne neutrina (do energii kilkunastu MeV) powstaj w wyniku rozpadu 8 B i hep, jednak ich strumie jest znacznie mniejszy. Widma energii neutrin powstajcych w obu tych reakcjach s cigłe. W przypadku rozpadu 7 Be mamy widmo liniowe, poniewa nastpuje tu wychwyt elektronu z orbity i emisja neutrin o okre- lonych energiach. Atmosfera ziemska Neutrina atmosferyczne powstaj na skutek oddziaływania pierwotnego promieniowania kosmicznego 15 z górn warstw atmosfery ziemskiej. Powstaj wtedy głównie mezony 16, które rozpadajc si daj pocztek leptonom i neutrinom mionowym ν (3.3). Miony rozpadaj si, w wyniku czego powstaj ν i ν e. (3.4). Neutrina atmosferyczne posiadaj znacznie wysz energi (rzdu GeV) ni neutrina pochodzenia słonecznego ν µ, ν µ (3.3) + e + + ν e + ν µ, - e - + ν e + ν µ (3.4) 15 To rónego rodzaju wysokoenergetyczne czstki, głównie protony i czstki. 16 pion, najlejszy mezon; zbudowany z kwarków u i d; wystpuje w stanach +, -, 0 [2]. 16
17 Przestrze kosmiczna Neutrina kosmiczne s wanym instrumentem badawczym Wszechwiata i mog przynie wiele nowych informacji na jego temat. Spektrum energii neutrin docierajcych do nas z przestrzeni kosmicznej to wiele rzdów wielkoci. Najbardziej energetyczne neutrina maj energie rzdu kilku tysicy TeV (1 TeV = ev = 10 3 GeV). Pochodz z rónych ródeł, zarówno z naszej Galaktyki, jak i spoza niej. Strumienie wysokoenergetycznych neutrin s jednak bardzo małe i dla wizki o energii rzdu TeV naleałoby zbudowa detektor o pojemnoci co najmniej 1 km 3 (wypełniony np. czyst wod), eby zebra w przecigu kilku lat wystarczajc liczb danych dowiadczalnych. Przewiduje si, e najwicej jest neutrin reliktowych 17 (kosmologicznych), ale z powodu bardzo małych energii nie zostały jeszcze nigdy zarejestrowane. Neutrina mog powstawa w wyniku eksplozji supernowych. W 1987 roku zarejestrowano impuls neutrinowy (obserwowany m.in. w detektorze Kamiokande) pochodzcy z wybuchu supernowej SN 1987A w Wielkim Obłoku Magellana. Impuls ten pojawił si 7 godzin wczeniej ni impuls optyczny [2]. Rozpady promieniotwórcze w Ziemi W wyniku procesów rozszczepienia jder naturalnych pierwiastków we wntrzu Ziemi mog równie powstawa neutrina. S to głównie antyneutrina o przecitnej energii 2,5 MeV. Pochodz z rozpadów uranu, toru i potasu zawartych w skałach (schematy rozpadów , [8]). 238 U 206 Pb He + 6 e ν e, (3.5) 232 Th 208 Pb He + 4 e ν e, (3.6) 40 K 40 Ca + e - + ν e. (3.7) Liczba neutrin emitowanych w czasie jednej sekundy z 1 kg danego pierwiastka wynosi: s -1 kg -1 (dla 238 U), s -1 kg -1 (dla 232 Th) i (dla 40 K). Biorc pod uwag całkowit mas tych pierwiastków w kuli ziemskiej, mona oszacowa liczb neutrin emitowanych w cigu 1s przez Ziemi: s -1 ( 238 U), s -1 ( 232 Th), s -1 [8] ródła sztuczne Oprócz naturalnych ziemskich i pozaziemskich ródeł neutrin, istniej ponadto ródła sztuczne. Nale do nich reaktory jdrowe i urzdzenia specjalnie zbudowane do produkcji czstek elementarnych akceleratory. Reaktory jdrowe Reaktory jdrowe produkuj jako produkt uboczny due iloci neutrin. Strumie neutrin z reaktora silnie zaley od jego mocy. Reaktor o mocy 3 GW wytwarza /s /cm 2 neutrin [9]. Jest to warto o kilkanacie rzdów wielkoci wiksza od natenia strumienia pochodzcego z naturalnych rozpadów pierwiastków promie- 17 Te, które narodziły si w czasie Wielkiego Wybuchu. 17
18 niotwórczych, a niemal o dziesi rzdów wiksza od strumienia neutrin pochodzcych ze Słoca. Dziki tym urzdzeniom po raz pierwszy zaobserwowano neutrina (antyneutrina). F. Reines i C. Cowan przeprowadzali badania w pobliu reaktora jdrowego w Savannah River. Wykorzystali intensywny strumie antyneutrin elektronowych ( ν e ) z reaktora i tarcz protonów bdcych składnikiem ciekłego scyntylatora (pojemno podziemnego detektora zawierajcego rozpuszczony chlorek kadmu to około 1400 litrów). Do detekcji neutrin uyto odwrotnego rozpadu : ν e + p n + e + (3.8) W efekcie oddziaływania antyneutrin z tarcz protonów powstaj pozytony i neutrony. Pozyton ulega anihilacji 18 w materiale detektora w wyniku oddziaływania z elektronem, czego konsekwencj jest emisja dwóch fotonów o energii 0,51 MeV. Z kolei neutron zostaje wychwycony przez jdro kadmu. Tu równie nastpuje emisja kwantów (cała ich energia to 9 MeV). Sygnatur oddziaływania antyneutrin jest pomiar czasu tych dwóch sygnałów w cile okrelonym odstpie czasowym. Akceleratory Akceleratory to urzdzenia umoliwiajce przyspieszanie i zderzanie paczek wysokoenergetycznych naładowanych czstek: protonów, elektronów czy cikich jonów (s to tzw. pociski). W drugiej połowie ubiegłego stulecia uzyskano pierwsze wizki neutrinowe z akceleratorów. Wykorzystuje si tu strumie wyprowadzonych z akceleratora protonów, które nastpnie uderzaj w tarcz, w wyniku czego powstaj przede wszystkim piony i kaony. Naładowane czstki jednego znaku s nastpnie ogniskowane i kierowane do tunelu rozpadowego. Neutrina powstaj z rozpadów mezonów, głównie pionów naładowanych. Produkcja neutrin akceleratorowych zostanie szczegółowo omówiona w podrozdziale Oscylacje neutrin Fizyka neutrin stała si jedn z wiodcych i najszybciej rozwijajcych si dziedzin w fizyce czstek elementarnych od momentu ogłoszenia wyników eksperymentu Super Kamiokande w 1998 roku dotyczcych oscylacji neutrin. Odkrycie to dało solidne podstawy do rozwoju nowej dziedziny bada, których celem było dokładne zbadanie zjawiska oscylacji, nioscego ze sob powane konsekwencje nadanie masy neutrinom. Pomimo faktu, e pojedyncze neutrino moe niewiele way, w przestrzeni kosmicznej jest ich na tyle duo, by stanowiły pokany ułamek masy Wszechwiata. Zjawisko oscylacji moe zachodzi jedynie w przypadku swobodnych czstek o rónych masach. Neutrina produkowane s w oddziaływaniach słabych w trzech zapachach. W modelu oscylacji kady rodzaj neutrina jest superpozycj stanów własnych ν 1, ν 2 i ν 3 o okrelonej masie (pakietów falowych). Pakiety falowe o niejednakowej masie poruszaj si z rónymi prdkociami. Po pokonaniu pewnej odległoci lejszy pakiet, 18 Unicestwienie czstki i antyczstki przy ich spotkaniu. 18
19 majcy wiksz prdko, zaczyna wyprzedza inny. W rezultacie fale interferuj 19 ze sob i dochodzi do przej pomidzy zapachami neutrin, czyli mieszania. Przykładowo, jeeli w oddziaływaniu słabym zostało wyprodukowane neutrino elektronowe, to w wyniku oscylacji w odległoci L moemy zarejestrowa neutrino mionowe lub taonowe. To, jaki rodzaj czstki bdzie zarejestrowany w danym momencie, zaley od przebiegu interferencji. Rys Trzy stany masowe neutrin jako kombinacje zapachowe stanów zapachowych [5] Powysza ilustracja schematycznie przedstawia proporcje, w jakich stan o danej masie jest złoeniem stanów o rónych zapachach (przy normalnej hierarchii mas ( m12 < m23 < m13 ). Model oscylacji zostanie poniej opisany w uproszczonej wersji przy załoenia, e istniej tylko dwa zapachy neutrin [10]. Stany kwantowe rónych typów neutrin: ν e i ν µ to kombinacje liniowe stanów masowych ν 1 i ν 2 o masach m 1 i m 2. Rys Graficzne ilustracje zwizków pomidzy rónymi stanami neutrin (stanami własnymi masy i stanami oddziaływa słabych) [5] 19 Zjawisko nakładania si na siebie fal o jednakowej czstoci i tworzenia fali wypadkowej o zwikszonej, bd zmniejszonej amplitudzie w zalenoci od rónicy faz midzy falami składowymi. 19
20 Na Rys przedstawiono stany masowe i zapachowe neutrin. Stany ν e i ν s pokazane w postaci mieszanek kolorów odpowiadajcych stanom masowym ν 1 (ółty) i ν 2 (czerwony). Oba zbiory stanów s reprezentowane przez układ jednostkowych wektorów na płaszczynie. Oba układy s obrócone wzgldem siebie o kt. Mona to zapisa w nastpujcy sposób: (3.9) macierz mieszania gdzie: kt mieszania midzy stanami zapachowymi a stanami masowymi Mieszanie nastpuje zgodnie z poniszymi zwizkami: ν e = cosθ ν 1 + sinθ ν 2 ν µ = sinθ ν 1 + cosθ ν 2 (3.10) Jeli kt mieszania jest mały, wówczas cos jest bliski jednoci i neutrino elektronowe składa si przewanie ze stanu o masie m 1, podczas gdy neutrino mionowe składa si głównie ze stanu o masie m 2. Jeli kt mieszania jest maksymalny, czyli wynosi / 4 (wtedy cos = sin = 1/ 2 ), kady stan kwantowy posiada równe iloci dwóch stanów masowych [10]. Prawdopodobiestwo, e neutrino mionowe pozostanie nadal neutrinem mionowym na odległoci L od punktu pocztkowego zaley od czterech parametrów: kta mieszania, kwadratu rónicy mas dwóch stanów m (w ev), energii 2 neutrina E (w MeV) oraz długoci drogi L (mierzonej w metrach) i wynosi: P L ( ν ) = 1 sin 2θ sin 1.27 m ν µ µ (3.11) E Prawdopodobiestwo przekształcenia si neutrina mionowego w elektronowe na drodze L dane jest zwizkiem: P sin (3.12) ( ) = L πl ν = µ ν e 2θ sin 1.27 m sin 2θ sin E λosc gdzie: λosc - to długo oscylacji w metrach (odległo midzy dwoma moliwymi maksimami); λ osc zaley od energii neutrina i o odwrotnoci kwadratu rónicy mas: 2 λ osc = 2.5Eν / m (3.13) 20
21 Prawdopodobiestwa oscylacji na dystansie L od punktu pocztkowego, okrelone zwizkami (3.11) i (3.12), przedstawia Rys tor lotu neutrina 1 P( e) + P( ) Odległo L sin 2 2 Prawdopodobiestwo przemiany w e Prawdopodobiestwo, e jest nadal Rys Oscylacje neutrin na drodze L [11] Ewolucj neutrina mionowego w czasie przedstawia Rys poniej: Rys Oscylacja neutrina mionowego w czasie. Neutrino mionowe jest produkowane w czasie t =0 jako kombinacja stanów masowych: ν = sinν 1 + cosν 2. Amplituda kadego stanu masowego przedstawia oscylacje w czasie [5]. Podsumowujc, neutrino mionowe produkowane w czasie t = 0 podróuje z prdkoci blisk prdkoci wiatła. Prawdopodobiestwo P(ν ν ) znalezienia neutrina mionowego po pewnym czasie zmniejsza si poniej jednoci do minimalnej wartoci 1 sin 2, by znów z powrotem wzrosn do jedynki. Zmiana ta ma charakterystyczn periodyczn długo oscylacji λ osc ct, gdzie T to okres oscylacji neutrina. Głównym zadaniem eksperymentów badajcych zjawisko oscylacji neutrin jest podanie przekonywujcego dowodu na to, e taki proces rzeczywicie wystpuje, a tak- 2 e wyznaczenie parametrów modelu oscylacji neutrin: rónic mas m i któw mieszania. 21
22 Rozdział 4. Eksperymenty neutrinowe 4.1. Dowiadczenia z neutrinami nieakceleratorowymi Eksperymenty z neutrinami nieakceleratorowymi, którym powicone bd kolejne podrozdziały, polegaj na badaniu neutrin słonecznych, atmosferycznych i reaktorowych. Dowiadcze tego typu jest znacznie wicej, w pracy opisane s tylko te, które dostarczyły wyników przełomowych dla fizyki neutrin Dowiadczenie Raymonda Davisa (1967) Za pioniera prac badawczych nad neutrinami pochodzenia słonecznego uwaa si Raymonda Davisa, który jako pierwszy zaobserwował te czstki jeszcze w roku Jego dowiadczenie miało by potwierdzeniem teorii, e synteza termojdrowa stanowi ródło energii słonecznej. Ponadto wydarzenie to dało pocztek nowej dziedzinie bada naukowych, w których neutrina miały dostarcza cennej wiedzy dotyczcej naszej najbliszej gwiazdy. Układ eksperymentalny znajdował si w kopalni Homestake (Dakota Południowa), na głbokoci 1,5 km w celu zminimalizowania rónego rodzaju zakłóce. Ogromny detektor wypełniony był 615 tonami rodka chemicznego (ciekły tetrachloroetylen C 2 Cl 4 ). Przybywajce ze Słoca czstki powodowały przemian atomów chloru (wchodzcych w skład cieczy wypełniajcej detektor) w atomy argonu (4.1), które z kolei wykrywane były metodami radiochemicznymi: ν e + 37 Cl 37 Ar + e - (4.1) Liczba tak wytworzonych radioaktywnych izotopów argonu dawała informacje tylko o liczbie zarejestrowanych neutrin (brak było jakichkolwiek wiadomoci o energii reagujcych czstek, kierunku, z którego przybywały, a take czasie zajcia zdarzenia; nie mona zatem było stwierdzi czy na pewno ich ródłem jest Słoce). Obliczenia teoretyczne Modelu Słonecznego przewidywały, e w cigu doby powinno si zaobserwowa jeden atom argonu, a tymczasem detektor rejestrował jeden taki akt rednio na dwa dni 20. Podejrzewano, e posłuono si zł technik, e błd tkwił w niewłaciwej metodzie detekcji neutrin lub te model teoretyczny opisujcy zjawiska zachodzce na Słocu jest nieprawidłowy. Jednak wiele razy sprawdzano rachunki i nie wykryto adnych błdów, a kolejne eksperymenty, wykonywane przez wiele lat, dostarczały podobnych danych [4]. Dowiadczenie H. Davisa zapocztkowało w fizyce neutrin nowy kierunek bada, a problem niezgodnoci liczby obserwowanych neutrin słonecznych z przewidywaniami modelu teoretycznego nazwano problemem neutrin słonecznych. W 1969 roku Vladimir Gribov i Bruno Pontecorvo postawili hipotez o oscylacji neutrin, która wyjaniałaby wyniki eksperymentalne. W drodze ze Słoca na Ziemi, neutrina przekształcałyby si z elektronowych w mionowe lub taonowe. Oscylacje zachodz jedynie dla czstek obdarzonych mas. Gdyby wic ta teoria okazała si prawd, 20 Za swe osignicia, H. Davis wraz z Masatoshim Koshib otrzymał w 2002 roku Nagrod Nobla. 22
23 naleałoby przebudowa Model Standardowy, który uznaje neutrina jako czstki bezmasowe Super Kamiokande Japoski eksperyment Super Kamiokande 21 jest nastpc eksperymentu Kamiokande (prowadzonego w latach ), którego program naukowy obejmował pierwotnie poszukiwanie rozpadu protonu. Std budowa duego podziemnego detektora w celu zmniejszenia poziomu tła pochodzcego od reakcji wywołanych przez neutrina atmosferyczne. Nigdy nie udało si zarejestrowa zjawiska rozpadu protonu, ale zauwa- ono pewne anomalie dotyczce liczby przybywajcych neutrin atmosferycznych. Szybko zatem uzupełniono program eksperymentu o badania tych czstek. Detektor eksperymentu Super K ulokowany jest w kopalni na głbokoci 1 km w miecie górniczym Kamioka. Wykonany z nierdzewnej stali zawiera 50 tys. ton czystej wody, na które patrzy ponad 11 tysicy fotopowielaczy wiatłoczułych detektorów (Rys.4.1.). Rys Wntrze detektora Super K [12] Pierwsze zadanie detektora Super K polegało na obserwacji docierajcych do Ziemi neutrin atmosferycznych. Sygnatur pojawienia si neutrina ν e i ν było zarejestrowanie odpowiednio elektronów i mionów. W detektorze rejestrowano zdarzenia typu CC (patrz podrozdział ) ( ): ν e + N e + X, (4.2) ν + N + X. (4.3) Reakcja ta wykrywana jest przez fotopowielacze dziki towarzyszcym jej niebieskawym błyskom wiatła. Błyski te s efektem promieniowania Czerenkowa. Kiedy naładowana czstka (np. mion lub elektron) przechodzi przez materi z prdkoci wiksz od prdkoci wiatła 22 w tym orodku, wówczas emituje promieniowanie Czerenkowa w formie stoka wokół toru swego ruchu. Jego o wskazuje na kierunek ruchu czstki (analogia do fali uderzeniowej samolotu przekraczajcego prdko dwiku). Fotony Czerenkowa tworz na cianie detektorów obraz w postaci wietlnego piercienia 21 W dalszej czci pracy bdzie uywany skrót Super K. 22 Nie narusza to relatywistycznej teorii Einsteina, poniewa w wodzie jest ona mniejsza o 25 % (wynosi 225 tys. km/s); za czstki o wysokich energiach mog porusza si z prdkoci blisk prdkoci wiatła. 23
24 (Rys.4.2.). Na podstawie jego kształtu, rozmiaru i intensywnoci mona okreli cechy naładowanej czstki, co daje z kolei informacj o tym, z jakiego rodzaju neutrina powstała [3]. Du zalet eksperymentu Super K jest moliwo bezporedniego zliczania neutrin w momencie ich oddziaływania z jdrami wody. Dodatkowo mamy informacj o energii i kierunku, z którego przybyły. Rys Schemat wietlistego piercienia powstałego w wyniku oddziaływania neutrin z orodkiem [11] Obliczenia teoretyczne przewidywały, e na kade neutrino elektronowe przypadaj dwa neutrina mionowe (patrz schematy 3.3 i 3.4). Zatem stosunek obu tych wielkoci powinien wynosi 1:2 Tymczasem po wielu miesicach zlicze okazało si, e stosunek tych wielkoci wynosi 1.3:1 [3]. Aby sprawdzi ten wynik postanowiono zbada liczb neutrin przybywajcych z przeciwnych stron Ziemi. Detektor rejestrował Liczba neutrin mionowych Kt padania neutrin i przebyta odległo przewidywana liczba neutrin przy braku oscylacji przewidywana liczba neutrin przy załoeniu, e podlegaj zjawisku oscylacji wyniki pomiarów eksperymentu Super - K Rys Wykres zalenoci obserwowanych w detektorze Super K neutrin mionowych od odległoci i kta padania [11] 24
25 czstki przychodzce pod rónymi ktami, w szczególnoci te, które przychodziły z góry i te, które po przebyciu prawie 13 tys. km nadlatywały z przeciwnej strony kuli ziemskiej. I tu równie naukowcy znaleli anomali neutrin mionowych z przeciwnej strony Ziemi przybyło o połow mniej ni z góry; neutrin elektronowych było tyle samo z góry, co z dołu [3]. Niedobór neutrin mionowych stanowi mocny dowód na potwierdzenie zjawiska oscylacji neutrin. Rys pokazuje, e liczba neutrin docierajcych do detektora pasuje do modelu uwzgldniajcego zjawisko oscylacji. Neutrin mionowych, które maja dłusz drog do przebycia dochodzi mniej (po przejciu bardzo długiej drogi połowa z nich zmienia zapach i nie zostaje zarejestrowana). Poza odkryciem oscylacji neutrin atmosferycznych (1998 rok), eksperyment Super K przyczynił si równie do wyjanienia problemu neutrin słonecznych. Detektor Czerenkowa umoliwia obserwacj neutrin słonecznych poprzez rejestracj elektronów, biorcych udział w procesie elastycznego rozpraszania (4.4): ν e + e - ν e + e - (4.4) Zaobserwowano jedynie połow z przewidywanej teoretycznie liczby neutrin słonecznych. Deficyt neutrin słonecznych podobnie jak atmosferycznych tłumaczono wystpowaniem mieszania pomidzy rónymi zapachami neutrin. Podsumowujc, główne wyniki otrzymane w eksperymencie Super K pokazały zaleno strumienia neutrin atmosferycznych docierajcych do powierzchni ziemi od kta padania, a take oscylacyjny charakter zalenoci liczby rejestrowanych przypadków od L/E SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Eksperyment SNO został zaprojektowany przede wszystkim w celu badania neutrin pochodzenia słonecznego i znalezienia bezporedniego dowodu potwierdzajcego zjawisko oscylacji neutrin. Mieci si głboko pod Ziemi (2 km), w kopalni niklu w Kanadzie 24 (Rys. 4.4.). Róni si od Super-K tym, e wypełnia go cika woda (8 tys. ton). Czsteczka takiej wody zbudowana jest z atomu tlenu i dwóch atomów deuteru cikiego wodoru. Zatem w pojedynczej molekule takiej wody mamy dodatkowo dwa neutrony. Te dodatkowe neutrony słu nowej metodzie obserwacji neutrin słonecznych, polegajcej na tym, e w jednym eksperymencie rejestruje si nie tylko neutrina elektronowe, ale wszystkie rodzaje tych czstek na podstawie innej reakcji [4]. Idea eksperymentu jest nastpujca: neutrina elektronowe wywołuj tylko jeden rodzaj reakcji w wyniku oddziaływania z jdrami deuteru, pozostałe zapachy za mog uczestniczy w innych reakcjach. Jeli do Ziemi docierałyby jedynie neutrina elektronowe (tylko takie wytwarzane s we wntrzu naszej gwiazdy), czyli na swej drodze nie zmieniałyby zapachu, to całkowita liczba przybywajcych do powierzchni Ziemi neutrin wszystkich trzech generacji powinna by równa liczbie neutrin elektronowych. Gdyby tak nie było, wówczas neutrina przybywajce ze Słoca musiałyby zmienia zapach w czasie 8 minutowej podróy do Ziemi. 23 Wyniki z przełomu 2004 i 2005 roku. 24 Główny zbiornik, który wypełnia 1000 ton cikiej wody, jest przeroczysty i ma rednic 12 m; otacza go ponadto 7000 ton zwykłej ultraczystej wody; na wod patrzy 9500 fotopowielaczy umieszczonych na wewntrznej stronie sfery o 18 metrowej rednicy. 25
26 Rys Schemat detektora SNO [5] Wszystkie trzy zapachy neutrin maj szans rozszczepienia jder deuteru, zwanych deuteronami, na proton i neutron (4.5): ν e,, + d p + n + ν e,, (4.5) natomiast neutrina elektronowe wchodz wyłcznie w ponisz reakcj 25 : ν e + d p + p + e - (4.6) W rezultacie powstaje elektron. Trzeci reakcj pozwalajc wykry neutrina wszystkich zapachów jest ich rozpraszanie na elektronach. Jednak metoda taka jest mniej dokładna ni ta z rozbiciem jdra deuteru. W eksperymencie SNO stwierdzono, e wizka neutrin elektronowych to jedynie połowa wszystkich zarejestrowanych zapachów tych czstek. Skoro we wntrzu Słoca produkowane s tylko neutrina elektronowe, po drodze musz przeobraa si w taonowe lub mionowe [4] (był to pierwszy wielki wynik SNO dowód na to, e neutrina elektronowe ze Słoca nie tylko znikaj, ale take odnajduj si w innym zapachu). Rezultaty bada SNO pokazały, e dobrze rozumiano procesy termojdrowe zachodzce na Słocu, a take e neutrina maj mas KamLAND Eksperyment ten zajmuje si badaniem antyneutrin elektronowych pochodzcych z japoskich i koreaskich reaktorów jdrowych (85 % sygnałów pochodzi z reaktorów znajdujcych si w odległoci km). Jego detektor, wypełniony ciekłym scyntylatorem, ulokowany jest w kopalni miasta górniczego Kamioka (na głbokoci 1km), a wic tam, gdzie znajduje si detektor Super K [4]. Wypełnia go 1000 t ciekłego scyntylatora, na który patrzy 2100 fotopowielaczy (Rys. 4.5.). 25 Jest ono absorbowane przez neutron. 26
27 Detektor eksperymentu KamLAND rejestruje nie tylko antyneutrina elektronowe, ale równie antyneutrina ziemskie (geoneutrina), produkowane przez rozpady 238 U oraz 232 Th w Ziemi. Odrónienie neutrin reaktorowych od geoneutrin polega głównie na identyfikacji ich energii. Energia geoneutrin pochodzi z zakresu MeV, podczas gdy reaktorowe maj odpowiednio wysz energi. Do detekcji antyneutrin KamLAND wykorzystuje reakcj: ν e + p n + e + (4.7) Rys Schemat detektora eksperymentu KamLAND [5] Do detekcji antyneutrin KamLAND wykorzystuje t sam metod co F. Reines i C. Cowan, opisan w podrozdziale Eksperyment KamLAND pokazał zjawisko oscylacji dla neutrin reaktorowych i wykazał oscylacyjny kształt zalenoci liczby rejestrowanych czstek od L/E. Zebrane dane dotyczce oscylacji antyneutrin elektronowych s zgodne z wynikami uzyskanymi w eksperymencie SNO badajcym neutrina elektronowe. W Tab zebrano podstawowe informacje dotyczce omawianych eksperymentów z neutrinami nieakceleratorowymi. Tab Eksperymenty z neutrinami nieakceleratorowymi podsumowanie Metody Masa detektora (t) Eksperyment ródło neutrin Reakcja detekcji Metody radiochemiczne e + 37 Cl 37 Ar + e - Homestake Słoce 615 ν Atmosfera Detektor Czerenkowa ν e + e - ν e + e - ν e() + N e() + X, Super K Słoce Detektor Czerenkowa ν e,, + d p + n +ν e,, ν SNO Słoce 8000 e + d p + p + e -, Reaktor jdrowy Błyski scyntylacyjne KamLAND 6200 ν e + p n + e Dowiadczenia z neutrinami akceleratorowymi Omawiane w poprzednim podrozdziale dowiadczenia z neutrinami nieakceleratorowymi słonecznymi, atmosferycznymi czy reaktorowymi wykorzystywały ródła neutrin, których nie mona kontrolowa ani modyfikowa. W takich eksperymentach nie mona mie wpływu ani na strumie neutrin, ani na widmo ich energii. Liczba oddziaływa neutrin jest głównie kontrolowana przez zmian rozmiaru detektorów, od którego zaley szansa zarejestrowania neutrina. Postanowiono wic wytwarza neutrina 27
28 przy pomocy akceleratorów urzdze przyspieszajcych wizki naładowanych czstek do wysokich energii. Du zalet uycia akceleratorów do produkcji neutrin jest fakt, e mona kontrolowa kierunek, widmo energii i rodzaj tak wytworzonych czstek. Poprzez odpowiednie ustawienie detektora ma si te wpływ na odległo od ródła neutrin L (wzory 3.11 i 3.12). Energie neutrin i odległo od ródła neutrin do punktu ich detekcji mona wic modyfikowa w taki sposób, aby pomiar przeprowadzany był tam, gdzie spodziewany efekt oscylacji jest najwikszy (w maksimum oscylacji). We wszystkich typach akceleratorów, naładowane czstki przyspieszane s za pomoc pola elektrycznego E (działa na nie siła F = qe). Najstarszym takim urzdzeniem, a zarazem najprostszym, jest akcelerator Van de Graaffa, pracujcy w oparciu o ródło wysokiego, stałego napicia. W ten sposób mona uzyska jedynie energi sigajc kilku kilkuset MeV, w zalenoci od typu czstki. Chcc osign wiksze energie, naley wykorzysta ródło napicia zmiennego o wysokiej czstotliwoci. Ponadto trzeba zapewni synchronizacj ruchu naładowanych czstek ze zmianami napicia, by otrzyma kolejne pchnicia przyspieszajce czstki. Do przyspieszania czstek do wysokich energii słu akceleratory liniowe i kołowe Rodzaje, budowa i zasada działania akceleratorów Wyróniamy dwa typy akceleratorów liniowe i kołowe (synchrotrony). Akceleratory liniowe wykorzystuj tzw. rury dryfowe jako elementy słuce do przyspieszania czstek. S one ustawione liniowo obok siebie (Rys. 4.6.) i podłczone naprzemiennie do przeciwnych biegunów generatora napicia. Wytwarzana przez ródło wizka naładowanych czstek (protonów lub elektronów) przechodzi po liniach prostych przez kolejne rury dryfowe, ulegajc przyspieszeniu w przerwach pomidzy nimi (w rodku rur pole elektryczne ma warto zerow). Nastpnie wizka jest wyprowadzana na zewntrzn tarcz. Urzdzenia te wykorzystuje si jako układy wprowadzajce dla kołowych akceleratorów. Energie otrzymywane w protonowych akceleratorach liniowych (ródłem protonów s jony wodoru) sigaj kilkudziesiciu MeV; zale od jego długoci i rónicy napi pomidzy poszczególnymi rurami. Rys Schemat protonowego akceleratora liniowego. Przyspieszanie jonów zachodzi w przerwach midzy rurami dryfowymi, umieszczonymi w rurze próniowej [2] Kiedy przyspieszanymi czstkami s elektrony, mona uzyska energie rzdu 50 GeV. W elektronowych akceleratorach liniowych rury dryfowe s jednakowej długoci, poniewa elektrony o energii rzdu ju kilku MeV poruszaj si z prdkoci blisk prdkoci wiatła. Najwikszy elektronowy akcelerator liniowy znajduje si w Uniwersytecie Stanforda w Stanach Zjednoczonych i ma długo 3 km [2]. W akceleratorach kołowych przyspieszane czstki poruszaj si po okrgach lub po ich łukach, co jest wynikiem działania pola magnetycznego B, które jest prostopadłe 28
29 do trajektorii czstek (Rys.4.7.). Pole elektryczne E działa we wnkach przyspieszajcych, umieszczonych na pewnych odcinkach drogi, powodujc przyspieszanie czstek. Pole magnetyczne B i zmiany pola elektrycznego E, w miar rosncej prdkoci czstek, musz by odpowiednio zwikszane (synchronizowane) eby utrzyma wizk na zakrzywionym torze i skutecznie j przyspiesza (std nazwa synchrotron ). Odpowiednie magnesy zapewniaj kolimacj wizki. Maksymalne energie (które zale od promienia piercienia i najwikszej wartoci B) uzyskiwane w akceleratorach kołowych sigaj od kilkuset GeV (w przypadku uycia standardowych magnesów) do 1 TeV (przy uyciu magnesów nadprzewodzcych) [2]. Przykładem protonowego akceleratora kołowego jest Tevatron synchrotron w Fermilabie. Rys Schemat synchrotronu [13] Przy akceleratorach, zarówno liniowych jak i kołowych, mona wyróni dwa typy eksperymentów: ze stacjonarn tarcz i z wizkami przeciwbienymi. W eksperymentach akceleratorowych ze stacjonarn tarcz, wytworzone w akceleratorach wizki naładowanych czstek przyspieszane s do duej energii, a nastpnie wyprowadzane s z niego i kierowane w stron tarczy. W wyniku zderzenia powstaj czstki wtórne, które rozpadajc si mog produkowa np. neutrina. W zderzaczach 26 wizki kr przeciwbienie i w pewnym momencie si zderzaj. W miejscu zderzenia wizek umieszcza si detektor, który rejestruje produkty powstałe w wyniku zderzenia. Przyspieszanie wizek do wysokich energii odbywa si zwykle etapami. Czstki przyspieszane s przez zespoły akceleratorów liniowych i kołowych. Przykładem jest kompleks akceleratorów w Fermilabie jeden z najwikszych orodków badawczych czstek elementarnych [14]. 26 Przykładem zderzacza jest akcelerator LHC Wielki Zderzacz Hadronów. Mieci si w Europejskim Laboratorium Fizyki Czstek CERN pod Genew; bdzie zderzał przeciwbiene wizki protonów, kada o ogromnej energii 7 TeV (przewidywany rok ukoczenia budowy akceleratora 2007) [2]. 29
30 Rys Schemat kompleksu akceleratorów w orodku Fermilab [14] Na kompleks akceleratorów w orodku Fermilab (Rys. 4.8.) składa si: Pre accelerator (wstpny akcelerator), Linac (akcelerator liniowy), Booster (akcelerator kołowy), Main Injector (akcelerator kołowy), Tevatron (akcelerator kołowy) i ródło Antyprotonów składajce si z układu tarczy i dwóch synchrotronów (Debuncher i Accumulator). Poniej zostan omówione krótko poszczególne akceleratory: Pre acccelerator jest pierwszym akceleratorem; jest to ródło ujemnie naładowanych jonów przyspieszanych przez akcelerator liniowy. Składa si ze ródła umieszczonego w naładowanej elektrycznie kopule (750 kv). ródło jonizuje wodór gazowy (powstaje H - ). Zjonizowany gaz jest przyspieszany do energii 750 kev. Pre accelerator przyspiesza wizk antyprotonów co 66ms, Linac to kolejny etap przyspieszania ujemnie naładowanych jonów wodoru; przyspiesza je od 750 kev do 400 MeV. Moe przyspieszy wizk raz na 66ms Booster przejmuje ujemnie naładowane jony wodoru z akceleratora liniowego i pozbawia je elektronów. Protony przyspieszane s od energii 400 MeV do 8000 MeV (8 GeV).Booster jest pierwszym akceleratorem kołowym w kompleksie. Składa si z serii magnesów i wnk przyspieszajcych. Wizka protonów moe by kierowana do kolejnego akceleratora kołowego (Main Injector) lub wyprowadzana do produkcji wizki neutrinowej na potrzeby eksperymentu MiniBOONE. Podobnie jak Linac, Booster przyspiesza wizk raz na 66 ms, Main Injector (MI) akcelerator kołowy (o obwodzie siedem razy wikszym od obwodu Boostera). MI posiada 18 wnk przyspieszajcych, które mog przyspiesza protony z Boostera o energii 8 GeV do energii albo 120 GeV albo
31 GeV, w zalenoci od ich przeznaczenia. Jeli celem jest skierowanie wizki do Tevatronu, kocowa energia wizki wynosi 150 GeV. Wizka jest przyspieszana do energii 120 GeV jeli jest wyprowadzana do produkcji antyprotonów lub do produkcji wizki neutrinowej NuMI. MI przyspiesza wizk raz na około 2 s, Tevatron 27 jest najwikszym akceleratorem w Fermilab, jego obwód to około 7.5 km. W Tevatronie zderzaj si przeciwbiene wizki protonów i antyprotonów (Tevatron przyspiesza protony i antyprotony od energii 150 GeV do 980 GeV). W miejscu zderze umieszczone s detektory D0 i CDF. ródło antyprotonów: Tarcza (wykonana z niklu) kierowane s na ni protony z MI; w wyniku zderzenia produkowanych jest duo rozmaitych czstek, które przy pomocy magnesów s selekcjonowane pod wzgldem pdu i znaku ładunku; antyprotony o energii 8 GeV kierowane s do akceleratora Debuncher, Debuncher jest jednym z dwu synchrotronów tworzcych ródło Antyprotonów. Ma kształt zaokrglonego trójkta o promieniu 90 m. Debuncher nie przyspiesza wizki tak jak inne akceleratory, ale utrzymuje wizk przy stałej energii 8 GeV. Głównym jego zadaniem jest przechwytywanie antyprotonów pochodzcych z rejonu tarczy i wstpne chłodzenie 28 wizki, Accumulator jest drugim synchrotronem wchodzcym w skład ródła Antyprotonów. Ma kształt zaokrglonego trójkta o promieniu 75 m i ulokowany jest w tym samym tunelu co Debuncher. Podobnie jak Debuncher chłodzi wizk antyprotonów o energii 8 GeV i przechowuje antyprotony do czasu a bd potrzebne. Antyprotony z Accumulatora mog by skierowane do MI Produkcja neutrin akceleratorowych W akceleratorze nie mona przyspiesza czstek niestabilnych ani nienaładowanych, std do produkcji neutrin wykorzystuje si tzw. wizk pierwotn (np. protony), która po wyprowadzeniu z akceleratora kierowana jest w stron tarczy. W wyniku zderze z tarcz produkowane s rónego rodzaju czstki naładowane. Stanowi one wizk wtórn, której skład, pd i znak ładunku mona selekcjonowa za pomoc odpowiednich przesłon i magnesów odchylajcych. Takimi metodami otrzymuje si np. wtórne wizki hadronów (jak, K) i leptonów (, ν). Szczegółowy opis wytwarzania neutrin zostanie omówiony na podstawie wizki NuMI. Metoda produkowania neutrin jest nastpujca: wytworzone w akceleratorze protony o energii 120 GeV kierowane s na grafitow tarcz (Rys.4.9.). Wizka protonów opuszcza akcelerator w sposób impulsowy co 1.9 s. W chwili obecnej intensywno jej wynosi około protonów/puls [14]. Wizka protonów (przed tarcz) jest stale monitorowana na całej długoci od momentu wyprowadzenia z akceleratora. Wszelkie odchylenia od toru nominalnego s automatycznie korygowane (m.in. dlatego, eby zmniejszy radiacj). Powstałe w wyniku zderzenia protonów z tarcz czstki dodatnie 29 (głównie piony i kaony) s ogniskowane za pomoc dwóch rogów magnetycznych (ang. horns), a nastpnie przechodz przez rur rozpadow o długoci 675 m, 27 Nazwa Tevatron pochodzi od uzyskanej w nim energii rzdu TeV (1 TeV = ev). Zderzajc przeciwbiene wizki protonów i antyprotonów w tym akceleratorze odkryto w 1995 r. kwark t oraz neutrino taonowe (2000 r.). 29 Chłodzenie wizki polega na zmniejszeniu rozrzutu pdu czstek wchodzcych w skład wizki. 30 Czstki ujemne s deogniskowane. 31
32 gdzie wikszo z nich rozpada si. Neutrina mionowe powstaj przede wszystkim w wyniku rozpadu (4.8): ν µ, (4.8) Cho własny czas ycia pionów to zaledwie t = s [13], tunel rozpadowy ma długo kilkuset metrów, poniewa naley uwzgldni lorentzowskie wydłuenie czasu ycia pionów i pomnoy czas własny przez czynnik = E/m (masa pionu wynosi MeV, energia np.10 GeV), co daje warto t = s. Teraz jak pomnoymy uzyskany czas przez prdko wiatła c m/s (piony poruszaj si z prdkoci blisk prdkoci wiatła) otrzymamy długo drogi rozpadu około 558 m. Rys Schemat układu do produkcji neutrin w eksperymencie MINOS [14] Czyst wizk neutrin uzyskuje si poprzez zastosowanie rónego rodzaju absorbentów. Za rur rozpadow znajduje si absorbent złoony z aluminiowego jdra chłodzonego wod, otoczonego stalowymi blokami i betonem (Rys ), który zatrzymuje na skutek oddziaływa wszystkie hadrony wychodzce z rury rozpadowej. Rys Schemat absorbenta hadronów [14]. Pozostałe miony odfiltrowywane s poprzez straty jonizacyjne w ponad 300 m skały znajdujcej si przed najbliszym detektorem. Neutrina za rozpoczynaj 2.5 milisekundow podró do detektora MINOS połoonego blisko granicy z Kanad. 32
33 W eksperymentach akceleratorowych, w których produkuje si neutrina w wyniku rozpadu pionów i kaonów, wytworzona wizka neutrin składa si przede wszystkim z ν µ z domieszk ν µ. Zawiera take ladowe iloci (około 1 %) ν e i ν e, powstałych z rozpadów kaonów i mionów Zmieniajc połoenie tarczy wzgldem rogów magnetycznych mona zmienia spektrum energii dla wyjciowej wizki neutrin. Na Rys pokazane s moliwe widma energii neutrin dla wizki NuMI. wizka neutrin o niskiej energii wizka neutrin o redniej energii wizka neutrin o wysokiej energii Rys Widma energii neutrin w zalenoci od ustawienia tarczy przy jednakowych poło- eniach rogów magnetycznych [14] Metody detekcji neutrin Detekcja neutrin opiera si na rejestrowaniu czstek powstałych w wyniku oddziaływania neutrina z materiałem wypełniajcym detektor. Poniewa neutrina uczestnicz w oddziaływaniach słabych, detektory musz mie ogromne masy by zwikszy szans oddziaływania z orodkiem. Róne eksperymenty neutrinowe wykorzystuj róne sposoby detekcji, np. w dowiadczeniu Raymonda Davisa posługiwano si metodami radiochemicznymi wykrywajcymi nowo powstałe jdra promieniotwórcze w efekcie oddziaływania neutrina, eksperyment Super K, którego detektor wypełnia czysta woda, wykorzystuje promieniowanie Czerenkowa emitowane przez szybko poruszajcy si naładowany lepton; w eksperymencie KamLAND znajduj si detektory scyntylacyjne, wykorzystujce błyski wietlne powstajce przy wzbudzaniu atomów orodka przy przejciu naładowanej czstki. W dowolnym detektorze neutrin zachodz podstawowe procesy z udziałem czstek powstałych w wyniku oddziaływania neutrin. Nale do nich zdarzenia typu CC (ang. Charged Current) oraz zdarzenia typu NC (ang. Neutral Current). Zdarzenia typu CC wywołane s oddziaływaniem przez prdy naładowane poprzez wymian bozonów W ±. Zachodz wedle schematów (4.9) [2]: 33
34 ν e + N e - + X, ν + N - + X, (4.9) µ ν τ + Nτ + X, gdzie: N jdro atomowe X kocowy stan hadronowy W wyniku oddziaływa CC dochodzi do zmiany ładunku oddziaływujcej czstki. Dany rodzaj neutrina rozpoznaje si poprzez detekcj naładowanego leptonu (e - lub - ). Wedle podobnych schematów oddziaływuj antyneutrina wtedy w wyniku oddziaływania powstaje mion dodatni. Gdy neutrino oddziaływuje z pojedynczym nukleonem, np. ν e + n e - + p to proces taki nazywamy kwazi elastycznym (dominuje on dla niskich energii neutrin, poniej 1 GeV). W 1973 roku w CERN przeprowadzono dowiadczenie, w którym uzyskano stan kocowy bez naładowanego leptonu. Reakcje te zachodziły zgodnie ze schematami (4.10) [2]: ν µ + N ν µ + X, (4.10) ν µ + N ν µ + X. Procesy tego typu nosz nazw zdarze typu NC i zachodz dla wszystkich rodzajów neutrin. Wywołane s przez prdy neutralne (nie zmieniajce ładunku oddziałujcej czstki) i wystpuj rzadziej ni zdarzenia typu CC [2]. Opisane zdarzenia typu CC i NC nale do oddziaływa półleptonowych. Jeszcze przed ich odkryciem zaobserwowano zdarzenia z udziałem samych tylko leptonów (zdarzenia leptonowe) typu [2]: ν µ + e - e - + ν µ, (4.11) ν µ + e - e - + ν µ. Tego rodzaju reakcje nale do procesów elastycznych natura obiektu, z którym oddziaływuje neutrino nie zmienia si Eksperymenty akceleratorowe z dług baz Eksperymenty akceleratorowe z dług baz polegaj na rejestrowaniu neutrin, które po przebyciu kilkuset kilometrów docieraj do detektora (Rys ) W ten sposób mona bada zjawisko ich oscylacji. Pierwszym takim dowiadczeniem był eksperyment K2K, pozostałe programy badawcze zwizane s z wizkami NuMI w Stanach Zjednoczonych, CNGS (CERN Gran Sasso) w Europie (opisany w podrozdziale ) i wizk Tokai Kamioka w Japonii. 34
35 Rys Schemat eksperymentów z dług baz pomiarow. Bliski detektor jest zawsze ustawiony niedaleko ródła neutrin, za daleki oddalony jest o setki kilometrów. Rysunek pokazuje schematycznie rozmycie wizki neutrin (wartoci liczbowe podane s dla wizki NuMI) [14] K2K K2K był pierwszym eksperymentem mierzcym ubytek akceleratorowych neutrin mionowych z wizki (o typowej energii 1.3 GeV), która wytwarzana była w ródle na terenie orodka KEK w Japonii, oddalonego o 250 km od detektora Super K. Jeszcze na obszarze orodka KEK znajdowało si kilka detektorów (300 m od ródła), których celem był pomiar i charakterystyka wizki neutrin tu po jej wyprodukowaniu, zanim doszło do zjawiska oscylacji. Słuyło to porównaniu jej z wizk w detektorze Super K i oceny liczby oddziaływa neutrin mionowych w przypadku braku oscylacji. Eksperyment K2K gromadził dane od czerwca 1999 do lipca 2001 roku. W cigu tych dwóch lat zarejestrowano 56 oddziaływa [9], przy czym załoenia teoretyczne wykluczajce zjawisko oscylacji przewidywały około 80 takich przypadków. Ponadto otrzymane wyniki były zgodne z wynikami uzyskanymi w eksperymencie Super K, badajcego neutrina atmosferyczne MINOS 30 MINOS jest kolejnym eksperymentem akceleratorowym z dług baz pomiarow, który zaczł zbiera dane. Wizka neutrin (NuMI) o redniej energii 2 4 GeV, wytwarzana w orodku Fermilab pod Chicago, przebywa drog 735 km i dociera do detektora MINOS połoonego w kopalni Soudan w stanie Minnesota. Podobnie jak w przypadku eksperymentu K2K, tu równie pierwszy detektor ustawiony jest w pobliu (1 km) ródła, by prowadzi obserwacje dotyczce właciwoci neutrin jeszcze na pocztku ich podróy. Oba detektory bliski i daleki zbudowane s w oparciu o ten sam podstawowy projekt: składaj si z naprzemiennych warstw stali i scyntylatora w postaci pasków o szerokoci 4 cm (2.54 cm stali i 1 cm stałego scyntylatora), paski scyntylatora w kolejnych warstwach ustawione s pod ktem prostym wzgldem siebie. Bliski detektor MINOSA a way 1000 t i składa si z 282 płaszczyzn o maksymalnej wysokoci 3.8 m. Daleki ma mas 5400 t i zbudowany jest z 485 warstw o maksymalnej wysokoci 8 m (Rys ). 30 Skrót od Main Injector Neutrino Oscillation Search 35
36 Rys Zdjcie dalekiego detektora eksperymentu MINOS [14] Daleki detektor rejestruje oddziaływania neutrin atmosferycznych i czstek promieniowania kosmicznego od lipca 2003 roku. Pierwsze neutrina z wizki NuMI zostały wyprodukowane na pocztku 2005 roku. Zadaniem eksperymentu MINOS pierwszego uytkownika wizki NuMI jest wyznaczenie parametrów oscylacji neutrin z du dokładnoci Przyszłe projekty akceleratorowe Mimo wielu odkry dotyczcych neutrin i ich właciwoci, nadal pozostaje wiele pyta bez odpowiedzi. Jednym z najwaniejszych jest to, jakie wartoci przyjmuj brakujce (jeszcze nie zmierzone) parametry oscylacji. Chcc odpowiedzie na te pytania trzeba sign po nowe metody bada. Potrzebne bd akceleratory o wikszej mocy (produkujce intensywniejsze wizki) i lepsze wykorzystujce nowe technologie, wiksze detektory tych czstek. Jednymi z przyszłych eksperymentów akceleratorowych bd eksperymenty budowane w Europie przy wizce CNGS (uruchomienie wizki neutrin przewidywane jest na rok 2006). Z wizk CNGS zwizane s eksperymenty ICARUS 31 oraz OPE- RA 32 (detektory s w trakcie budowy). W pierwszym eksperymencie wizka neutrin o redniej energii 20 GeV przesyłana bdzie z CERN do oddalonego o 730 km detektora ICARUS we Włoszech. Pierwszy istniejcy moduł detektora ICARUS, wypełnionego ciekłym argonem, posiada mas 600 ton. Przechodzce przez detektor naładowane czstki powoduj jonizacj i wzbudzenia atomów argonu. Powstałe elektrony jonizacji dryfuj w polu elektrycznym w kierunku brzegu detektora. Tam s rejestrowane przez płaszczyzny drutów. Zastosowana technika detekcyjna pozwoli na identyfikacj czstek i pomiar energii nowopowstałych czstek, a take da moliwo ich trójwymiarowej rekonstrukcji w razie oddziaływania (dwie współrzdne drutowe i jedna czasowa). Drugim eksperymentem zwizanym z wizk CNGS jest OPERA. Detektor tego eksperymentu (2 kt ołowiu i 0.04 kt emulsji fotograficznej) bdzie umieszczony podobnie jak poprzedniego programu w laboratorium Gran Sasso we Włoszech. Głównym celem obydwu eksperymentów było poszukiwanie neutrin taonowych w wizce neutrin mionowych. Okazało si, e niezwykle interesujce bdzie take poszukiwanie neutrin elektronowych, które przeoscylowały z neutrin mionowych. 31 Skrót od Imaging Cosmic Rays And Rare Underground Signals. 32 Skrót od Oscillation Project witch Emulsion Racking Apparatus. 36
37 Jeli chodzi o projekty z dalszej przyszłoci, wyróniaj si one znacznie wiksz skal. Nale do nich eksperyment T2K (w Japonii), którego dalekim detektorem jest Super K. Intensywna wizka neutrin bdzie miała do pokonania 295 km, by dotrze do dalekiego detektora. Naukowcy myl o zastpieniu go detektorem Hyper K, o podobnej budowie co Super K, ale duo wikszej masie (1 Mt). Inny projekt, zwizany z wizk NuMI, nosi nazw NOvA (w Stanach Zjednoczonych). Budowa tego detektora opiera si bdzie na podobnej zasadzie co konstrukcja MINOS a, lecz nowy detektor bdzie o wiele wikszy (o wymiarach 15.7 m 15.7 m 132 m i masie 30 kt) i zamiast stałego scyntylatora bdzie ciekły scyntylator, umieszczony w kwadratowych rurkach z PCV (Rys ). Rys Schemat detektora NOvA [15 a)] Równie w Stanach Zjednoczonych pojawił si projekt pod nazw FLARE jeszcze wikszego detektora, wacego 50 kt i wypełnionego ciekłym argonem (jego wymiary to: wysoko 30 m, rednica 40m). Ogromn skal tego zamysłu przedstawia Rys W planach s te projekty zakładajce budow detektora, który mieciłby w sobie 100 kiloton ciekłego argonu. Rys Schemat detektora FLARE [15 b)] 37
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 szczegółowoPromieniowanie 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 szczegółowoCząstki elementarne wprowadzenie. Krzysztof Turzyński Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski
Cząstki elementarne wprowadzenie Krzysztof Turzyński Wydział Fizyki Uniwersytet Warszawski Historia badania struktury materii XVII w.: ruch gwiazd i planet, zasady dynamiki, teoria grawitacji, masa jako
Bardziej szczegółowoFizyka cząstek elementarnych i oddziaływań podstawowych
Fizyka cząstek elementarnych i oddziaływań podstawowych Wykład 1 Wstęp Jerzy Kraśkiewicz Krótka historia Odkrycie promieniotwórczości 1895 Roentgen odkrycie promieni X 1896 Becquerel promieniotwórczość
Bardziej szczegółowoPromieniowanie 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 szczegółowoCząstki 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 szczegółowoTajemnicze 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 szczegółowoRozdział 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 szczegółowoMaria 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 szczegółowocząstki, 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 szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoZderzenia relatywistyczne
Zderzenia relatywistyczne Fizyka I (B+C) Wykład XVIII: Zderzenia nieelastyczne Energia progowa Rozpady czastek Neutrina Zderzenia relatywistyczne Zderzenia nieelastyczne Zderzenia elastyczne - czastki
Bardziej szczegółowoFizyka 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 szczegółowoElementy Fizyki Jądrowej. Wykład 5 cząstki elementarne i oddzialywania
Elementy Fizyki Jądrowej Wykład 5 cząstki elementarne i oddzialywania atom co jest elementarne? jądro nukleon 10-10 m 10-14 m 10-15 m elektron kwark brak struktury! elementarność... 1897 elektron (J.J.Thomson)
Bardziej szczegółowoPodstawy 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 szczegółowoJak 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 szczegółowoCząstki i siły. Piotr Traczyk. IPJ Warszawa
Cząstki i siły tworzące nasz wszechświat Piotr Traczyk IPJ Warszawa Plan Wstęp Klasyfikacja cząstek elementarnych Model Standardowy 2 Wstęp 3 Jednostki, konwencje Prędkość światła c ~ 3 x 10 8 m/s Stała
Bardziej szczegółowoNeutrina 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 szczegółowoUnifikacja elektro-s!aba
Unifikacja elektro-s!aba! Potrzeba unifikacji! Warunki unifikacji elektro-s!abej! Model Weinberga-Salama! Rezonans Z 0! Liczenie zapachów neutrin (oraz generacji) D. Kie!czewska, wyk!ad 7 1 Rozwa"my proces:
Bardziej szczegółowoBozon 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 szczegółowoFizyka jądrowa poziom podstawowy
Fizyka jądrowa poziom podstawowy Zadanie 1. (1 pkt) Źródło: CKE 2005 (PP), zad. 7. Zadanie 2. (2 pkt) Źródło: CKE 2005 (PP), zad. 13. v v 1 Zadanie 3. (3 pkt) Źródło: CKE 01.2006 (PP), zad. 18. 14 Okres
Bardziej szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoRozpad alfa. albo od stanów wzbudzonych (np. po rozpadzie beta) są to tzw. długozasięgowe cząstki alfa
Rozpad alfa Samorzutny rozpad jądra (Z,A) na cząstkę α i jądro (Z-2,A-4) tj. rozpad 2-ciałowy, stąd Widmo cząstek α jest dyskretne bo przejścia zachodzą między określonymi stanami jądra początkowego i
Bardziej szczegółowoZderzenia 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 szczegółowoMateria i jej powstanie Wykłady z chemii Jan Drzymała
Materia i jej powstanie Wykłady z chemii Jan Drzymała Przyjmuje się, że wszystko zaczęło się od Wielkiego Wybuchu, który nastąpił około 15 miliardów lat temu. Model Wielkiego Wybuch wynika z rozwiązań
Bardziej szczegółowoMaria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Oddziaływania słabe 4.IV.2012
Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 8sem.letni.2011-12 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Oddziaływania słabe Cztery podstawowe siły Oddziaływanie grawitacyjne Działa między wszystkimi cząstkami, jest
Bardziej szczegółowoNaturalne 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 szczegółowoNeutrina (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 szczegółowoWYKŁAD 8. Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników
Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 8 1 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW 2.12. 2009 Współczesne eksperymenty-wprowadzenie Detektory Akceleratory Zderzacze LHC Mapa drogowa Tevatron-
Bardziej szczegółowoSłońce 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 szczegółowoOddziaływania fundamentalne
Oddziaływania fundamentalne Silne: krótkozasięgowe (10-15 m). Siła rośnie ze wzrostem odległości. Znaczna siła oddziaływania. Elektromagnetyczne: nieskończony zasięg, siła maleje z kwadratem odległości.
Bardziej szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoPodstawy fizyki wykład 5
Podstawy fizyki wykład 5 Dr Piotr Sitarek Katedra Fizyki Doświadczalnej, Wydział Podstawowych Problemów Techniki, Politechnika Wrocławska D. Halliday, R. Resnick, J.Walker: Podstawy Fizyki, tom 5, PWN,
Bardziej szczegółowoPodstawowe własności jąder atomowych
Podstawowe własności jąder atomowych 1. Ilość protonów i neutronów Z, N 2. Masa jądra M j = M p + M n - B 2 2 Q ( M c ) ( M c ) 3. Energia rozpadu p 0 k 0 Rozpad zachodzi jeżeli Q > 0, ta nadwyżka energii
Bardziej szczegółowoFizyka 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 szczegółowoWYKŁAD 3. Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Masy i czasy życia cząstek elementarnych. Kwarki: zapach i kolor. Prawa zachowania i liczby kwantowe:
Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 3 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Masy i czasy życia cząstek elementarnych Kwarki: zapach i kolor Prawa zachowania i liczby kwantowe: liczba barionowa i liczby
Bardziej szczegółowoAtomowa budowa materii
Atomowa budowa materii Wszystkie obiekty materialne zbudowane są z tych samych elementów cząstek elementarnych Cząstki elementarne oddziałują tylko kilkoma sposobami oddziaływania wymieniając kwanty pól
Bardziej szczegółowoWYKŁAD 8. Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Oddziaływania słabe
Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 8 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Oddziaływania słabe Cztery podstawowe siłyprzypomnienie Oddziaływanie grawitacyjne Działa między wszystkimi cząstkami, jest
Bardziej szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoTitle. 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 szczegółowoOddziaływania elektrosłabe
Oddziaływania elektrosłabe X ODDZIAŁYWANIA ELEKTROSŁABE Fizyka elektrosłaba na LEPie Liczba pokoleń. Bardzo precyzyjne pomiary. Obserwacja przypadków. Uniwersalność leptonów. Mieszanie kwarków. Macierz
Bardziej szczegółowoWSTĘP DO FIZYKI CZĄSTEK. Julia Hoffman (NCU)
WSTĘP DO FIZYKI CZĄSTEK Julia Hoffman (NCU) WSTĘP DO WSTĘPU W wykładzie zostały bardzo ogólnie przedstawione tylko niektóre zagadnienia z zakresu fizyki cząstek elementarnych. Sugestie, pytania, uwagi:
Bardziej szczegółowoReakcje rozpadu jądra atomowego
Reakcje rozpadu jądra atomowego O P R A C O W A N I E : P A W E Ł Z A B O R O W S K I K O N S U L T A C J A M E R Y T O R Y C Z N A : M A Ł G O R Z A T A L E C H Trwałość izotopów Czynnikiem decydującym
Bardziej szczegółowoAutorzy: Zbigniew Kąkol, Piotr Morawski
Rodzaje rozpadów jądrowych Autorzy: Zbigniew Kąkol, Piotr Morawski Rozpady jądrowe zachodzą zawsze (prędzej czy później) jeśli jądro o pewnej liczbie nukleonów znajdzie się w stanie energetycznym, nie
Bardziej szczegółowoEnergetyka Jądrowa. Wykład 3 14 marca Zygmunt Szefliński Środowiskowe Laboratorium Ciężkich Jonów
Energetyka Jądrowa Wykład 3 14 marca 2017 Zygmunt Szefliński Środowiskowe Laboratorium Ciężkich Jonów szef@fuw.edu.pl http://www.fuw.edu.pl/~szef/ Henri Becquerel 1896 Promieniotwórczość 14.III.2017 EJ
Bardziej szczegółowoSymetrie 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 szczegółowoTeoria Wielkiego Wybuchu FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ
Teoria Wielkiego Wybuchu Epoki rozwoju Wszechświata Wczesny Wszechświat Epoka Plancka (10-43 s): jedno podstawowe oddziaływanie Wielka Unifikacja (10-36 s): oddzielenie siły grawitacji od reszty oddziaływań
Bardziej szczegółowoCzy 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 szczegółowoczastki elementarne Czastki elementarne
czastki elementarne "zwykła" materia, w warunkach które znamy na Ziemi, które panuja w ekstremalnych warunkach na Słońcu: protony, neutrony, elektrony. mówiliśmy również o neutrinach - czastki, które nie
Bardziej szczegółowoWYKŁAD 8. Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników. Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW 25.11.2011
Wszechświat cząstek elementarnych dla przyrodników WYKŁAD 8 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW 25.11.2011 Współczesne eksperymenty Wprowadzenie Akceleratory Zderzacze Detektory LHC Mapa drogowa Współczesne
Bardziej szczegółowoNeutrina 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 szczegółowoNeutrina 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 szczegółowoWszechświat 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 szczegółowodoświadczenie Rutheforda Jądro atomowe składa się z nuklonów: neutronów (obojętnych elektrycznie) i protonów (posiadających ładunek dodatni +e)
1 doświadczenie Rutheforda Jądro atomowe składa się z nuklonów: neutronów (obojętnych elektrycznie) i protonów (posiadających ładunek dodatni +e) Ilość protonów w jądrze określa liczba atomowa Z Ilość
Bardziej szczegółowoFIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych Wykład 1 własności jąder atomowych Odkrycie jądra atomowego Rutherford (1911) Ernest Rutherford (1871-1937) R 10 fm 1908 Skala przestrzenna jądro
Bardziej szczegółowoFizyka współczesna. Jądro atomowe podstawy Odkrycie jądra atomowego: 1911, Rutherford Rozpraszanie cząstek alfa na cienkich warstwach metalu
Odkrycie jądra atomowego: 9, Rutherford Rozpraszanie cząstek alfa na cienkich warstwach metalu Tor ruchu rozproszonych cząstek (fakt, że część cząstek rozprasza się pod bardzo dużym kątem) wskazuje na
Bardziej szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoM. Krawczyk, Wydział Fizyki UW
Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 3 M. Krawczyk, Wydział Fizyki UW Zoo cząstek elementarnych 6.III.2013 Masy, czasy życia cząstek elementarnych Liczby kwantowe kwarków (zapach i kolor) Prawa zachowania
Bardziej szczegółowoI ,11-1, 1, C, , 1, C
Materiał powtórzeniowy - budowa atomu - cząstki elementarne, izotopy, promieniotwórczość naturalna, okres półtrwania, średnia masa atomowa z przykładowymi zadaniami I. Cząstki elementarne atomu 1. Elektrony
Bardziej szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoZ czego i jak zbudowany jest Wszechświat? Jak powstał? Jak się zmienia?
Z czego i jak zbudowany jest Wszechświat? Jak powstał? Jak się zmienia? Cząstki elementarne Kosmologia Wielkość i kształt Świata Ptolemeusz (~100 n.e. - ~165 n.e.) Mikołaj Kopernik (1473 1543) geocentryzm
Bardziej szczegółowoPromieniowanie jonizujące
Promieniowanie jonizujące Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Reakcje jądrowe Uniwersytet Rzeszowski, 8 listopada 2017 Wykład III Krzysztof Golec-Biernat Promieniowanie jonizujące 1 / 12 Energia wiązania
Bardziej szczegółowoEnergetyka konwencjonalna odnawialna i jądrowa
Energetyka konwencjonalna odnawialna i jądrowa Wykład 8-27.XI.2018 Zygmunt Szefliński Środowiskowe Laboratorium Ciężkich Jonów szef@fuw.edu.pl http://www.fuw.edu.pl/~szef/ Wykład 8 Energia atomowa i jądrowa
Bardziej szczegółowoWidmo elektronów z rozpadu beta
Widmo elektronów z rozpadu beta Beta minus i plus są procesami trzyciałowymi (jądro końcowe, elektron/pozyton, antyneutrino/neutrino) widmo ciągłe modyfikowane przez kulombowskie efekty Podstawy fizyki
Bardziej szczegółowoFizyka promieniowania jonizującego. Zygmunt Szefliński
Fizyka promieniowania jonizującego Zygmunt Szefliński 1 Wykład 3 Ogólne własności jąder atomowych (masy ładunki, izotopy, izobary, izotony izomery). 2 Liczba atomowa i masowa Liczba nukleonów (protonów
Bardziej szczegółowoNeutrino 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 szczegółowoTheory 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 szczegółowoNeutrina (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 szczegółowoWyk³ady z Fizyki. Zbigniew Osiak. Cz¹stki Elementarne
Wyk³ady z Fizyki 13 Zbigniew Osiak Cz¹stki Elementarne OZ ACZE IA B notka biograficzna C ciekawostka D propozycja wykonania doświadczenia H informacja dotycząca historii fizyki I adres strony internetowej
Bardziej szczegółowoSylwa czyli silva rerum na temat fizyki cz astek elementarnych
Sylwa czyli silva rerum na temat fizyki cz astek elementarnych Barbara Badełek Uniwersytet Warszawski i Uniwersytet Uppsalski Nauczyciele fizyki w CERN 20 26 maja 2007 B. Badełek (Warsaw and Uppsala) Silva
Bardziej szczegółowoOddziaływanie podstawowe rodzaj oddziaływania występującego w przyrodzie i nie dającego sprowadzić się do innych oddziaływań.
1 Oddziaływanie podstawowe rodzaj oddziaływania występującego w przyrodzie i nie dającego sprowadzić się do innych oddziaływań. Wyróżniamy cztery rodzaje oddziaływań (sił) podstawowych: oddziaływania silne
Bardziej szczegółowoFizyka 3. Konsultacje: p. 329, Mechatronika
Fizyka 3 Konsultacje: p. 329, Mechatronika marzan@mech.pw.edu.pl Zaliczenie: 2 sprawdziany (10 pkt każdy) lub egzamin (2 części po 10 punktów) 10.1 12 3.0 12.1 14 3.5 14.1 16 4.0 16.1 18 4.5 18.1 20 5.0
Bardziej szczegółowoOddziaływania podstawowe
Oddziaływania podstawowe grawitacyjne silne elektromagnetyczne słabe 1 Uwięzienie kwarków (quark confinement). Przykład działania mechanizmu uwięzienia: Próba oderwania kwarka d od neutronu (trzy kwarki
Bardziej szczegółowoFizyka 2. Janusz Andrzejewski
Fizyka 2 wykład 15 Janusz Andrzejewski Janusz Andrzejewski 2 Egzamin z fizyki I termin 31 stycznia2014 piątek II termin 13 luty2014 czwartek Oba egzaminy odbywać się będą: sala 301 budynek D1 Janusz Andrzejewski
Bardziej szczegółowoWYKŁAD 3. Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW. Masy i czasy życia cząstek elementarnych. Kwarki: zapach i kolor. Prawa zachowania i liczby kwantowe:
Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 3 Maria Krawczyk, Wydział Fizyki UW Masy i czasy życia cząstek elementarnych Kwarki: zapach i kolor Prawa zachowania i liczby kwantowe: liczba barionowa i liczby
Bardziej szczegółowoPodstawy fizyki subatomowej. 3 kwietnia 2019 r.
Podstawy fizyki subatomowej Wykład 7 3 kwietnia 2019 r. Atomy, nuklidy, jądra atomowe Atomy obiekt zbudowany z jądra atomowego, w którym skupiona jest prawie cała masa i krążących wokół niego elektronów.
Bardziej szczegółowoMasywne 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 szczegółowo2008/2009. Seweryn Kowalski IVp IF pok.424
2008/2009 seweryn.kowalski@us.edu.pl Seweryn Kowalski IVp IF pok.424 Plan wykładu Wstęp, podstawowe jednostki fizyki jądrowej, Własności jądra atomowego, Metody wyznaczania własności jądra atomowego, Wyznaczanie
Bardziej szczegółowoPodstawy Fizyki Jądrowej
Podstawy Fizyki Jądrowej III rok Fizyki Kurs WFAIS.IF-D008.0 Składnik egzaminu licencjackiego (sesja letnia)! OPCJA: Po uzyskaniu zaliczenia z ćwiczeń możliwość zorganizowania ustnego egzaminu (raczej
Bardziej szczegółowoWstęp do fizyki cząstek elementarnych
Wstęp do fizyki cząstek elementarnych Ewa Rondio cząstki elementarne krótka historia pierwsze cząstki próby klasyfikacji troche o liczbach kwantowych kolor uwięzienie kwarków obecny stan wiedzy oddziaływania
Bardziej szczegółowoElementy fizyki jądrowej
Elementy fizyki jądrowej Cząstka elementarna Fermiony (cząstki materii) -leptony: elektron, neutrino elektronowe, mion, neutrino mionowe, taon, neutrino taonowe -kwarki: kwark dolny, kwark górny, kwark
Bardziej szczegółowoOscylacyjne 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 szczegółowoTeoria grawitacji. Grzegorz Hoppe (PhD)
Teoria grawitacji Grzegorz Hoppe (PhD) Oddziaływanie grawitacyjne nie zostało dotychczas poprawnie opisane i pozostaje jednym z nie odkrytych oddziaływań. Autor uważa, że oddziaływanie to jest w rzeczywistości
Bardziej szczegółowoSTRUKTURA MATERII PO WIELKIM WYBUCHU
Wykład I STRUKTURA MATERII -- -- PO WIELKIM WYBUCHU Człowiek zajmujący się nauką nigdy nie zrozumie, dlaczego miałby wierzyć w pewne opinie tylko dlatego, że znajdują się one w jakiejś książce. (...) Nigdy
Bardziej szczegółowoNowa 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 szczegółowoCHEMIA LEKCJA 1. Budowa atomu, Izotopy Promieniotwórczość naturalna i sztuczna. Model atomu Bohra
CHEMIA LEKCJA 1. Budowa atomu, Izotopy Promieniotwórczość naturalna i sztuczna Model atomu Bohra SPIS TREŚCI: 1. Modele budowy atomu Thomsona, Rutherforda i Bohra 2. Budowa atomu 3. Liczba atomowa a liczba
Bardziej szczegółowoFIZYKA IV etap edukacyjny zakres podstawowy
FIZYKA IV etap edukacyjny zakres podstawowy Cele kształcenia wymagania ogólne I. Wykorzystanie wielkości fizycznych do opisu poznanych zjawisk lub rozwiązania prostych zadań obliczeniowych. II. Przeprowadzanie
Bardziej szczegółowoNeutrina. 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 szczegółowoPodstawy fizyki subatomowej
Podstawy fizyki subatomowej Zenon Janas Zakład Fizyki Jądrowej IFD UW ul. Pasteura 5 p..81 tel. 55 3 681 e-mail: janas@fuw.edu.pl http://www.fuw.edu.pl/~janas/fsuba/fizsub.htm Zasady zaliczenia Obecność
Bardziej szczegółowoOpracowała: mgr Agata Wiśniewska PRZYKŁADOWE SPRAWDZIANY WIADOMOŚCI l UMIEJĘTNOŚCI Współczesny model budowy atomu (wersja A)
PRZYKŁADOW SPRAWDZIANY WIADOMOŚCI l UMIJĘTNOŚCI Współczesny model budowy atomu (wersja A) 1. nuklid A. Zbiór atomów o tej samej wartości liczby atomowej. B. Nazwa elektrycznie obojętnej cząstki składowej
Bardziej szczegółowoZagadki 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 szczegółowoEwolucja Wszechświata Wykład 5 Pierwsze trzy minuty
Ewolucja Wszechświata Wykład 5 Pierwsze trzy minuty Historia Wszechświata Pod koniec fazy inflacji, około 10-34 s od Wielkiego Wybuchu, dochodzi do przejścia fazowego, które tworzy prawdziwą próżnię i
Bardziej szczegółowoCząstki elementarne Odkrycia Prawa zachowania Cząstki i antycząstki
Wszechświat cząstek elementarnych WYKŁAD 3 Cząstki elementarne Odkrycia Prawa zachowania Cząstki i antycząstki 4.III.2009 Fizyka cząstek elementarnych Wiek XX niezwykły y rozwój j fizyki, pojawiły y się
Bardziej szczegółowoLHC i po co nam On. Piotr Traczyk CERN
LHC i po co nam On Piotr Traczyk CERN LHC: po co nam On Piotr Traczyk CERN Detektory przy LHC Planowane są 4(+2) eksperymenty na LHC ATLAS ALICE CMS LHCb 5 Program fizyczny LHC 6 Program fizyczny LHC
Bardziej szczegółowoVI. 6 Rozpraszanie głębokonieelastyczne i kwarki
r. akad. 005/ 006 VI. 6 Rozpraszanie głębokonieelastyczne i kwarki 1. Fale materii. Rozpraszanie cząstek wysokich energii mikroskopią na bardzo małych odległościach.. Akceleratory elektronów i protonów.
Bardziej szczegółowor. akad. 2012/2013 Wykład IX-X Podstawy Procesów i Konstrukcji Inżynierskich Fizyka jądrowa Zakład Biofizyki 1
r. akad. 2012/2013 Wykład IX-X Podstawy Procesów i Konstrukcji Inżynierskich Fizyka jądrowa Zakład Biofizyki 1 Budowa jądra atomowego każde jądro atomowe składa się z dwóch rodzajów nukleonów: protonów
Bardziej szczegółowoZagadki 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 szczegółowoSkad 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 szczegółowoMetoda badania cząstek elementarnych
Cząstki elementarne Metoda badania cząstek elementarnych Cząstek elementarnych nie da się wziąć w rękę czy położyć na wadze, dlatego stosuje się metody pośrednie, pozwalające na identyfikację takich cząstek.
Bardziej szczegółowo