Zagadki neutrinowe. ! Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande

Transkrypt

1 Zagadki neutrinowe! Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande! Deficyt neutrin s!onecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO! Mieszanie neutrin i oscylacje D. Kie!czewska, wyk!ad 10 1

2 Naturalne #ród!a neutrin Pozosta!e z wielkiego wybuchu: S!oneczne Ju% obserwowano Ju% obserwowano! Z supernowej w centrum Gal. Z wn$trza Ziemi Atmosferyczne Z aktywnych j"der galaktyk D. Kie!czewska, wyk!ad 10 2

3 Zagadka neutrin atmosferycznych D. Kie!czewska, wyk!ad 10 3

4 Neutrina atmosferyczne Neutrina oddzia!uj" s!abo. Dla ~1 GeV Dla 1! prawd. oddz. na drodze ~40m: Ale strumie': Liczba neutrin, które wpadaj" w ci"gu 1 dnia do detektora przez powierzchni$ GeV Czyli nie jest tak #le mo%emy si$ spodziewa& ~ 20 przyp na dzie' Potrzebny du%y detektor i to pod ziemi". D. Kie!czewska, wyk!ad 10 4

5 pomijam Widma energetyczne! Widma neutrin s" przewidywane na podstawie znajomo(ci widma promieniowania kosmicznego! Du%e rozbie%no(ci pomi$dzy pomiarami! Strumienie neutrin mo%na przewidzie& z dok!adno(ci" najwy%ej 20%! Ale stosunek: mo%na przewidzie& znacznie lepiej D. Kie!czewska, wyk!ad 10 5

6 Atmosph Stosunek ro(nie przy wi$kszych energiach bo nie wszystkie miony rozpadaj" si$ przed dotarciem do Ziemi. W eksper. nie odró%niamy neutrin od antyneutrin mówimy ogólnie o neutrinach D. Kie!czewska, wyk!ad 10 6

7 Zatrzymuj"cy si$ mion w Super-Kamiokande Ka%dy punkt to jeden fotopowielacz (PMT) Kolory czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z wierzcho!ka Energia obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT Oddzia!ywanie neutrina bo brak sygna!u w detektorze zewn$trznym Czerwony pier(cie' od elektronu z rozpadu mionu D. Kie!czewska, wyk!ad 10 7

8 Identyfikacja cz"stek elektrony, kwanty gamma: Rozmyty pier(cie' bo elektrony z kaskady elmgt ulegaj" wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb. miony, piony, protony: Wtórne nukleony N 2 s" najcz$(ciej poni%ej progu Czerenkowa. D. Kie!czewska, wyk!ad 10 8

9 Klasyfikacja przypadków w Super-K pomijam Przypadki wewn$trzne: Fully contained FC Partially contained PC Oddz. neutrin trzeba oddzieli& od wchodz"cych kosmicznych mionów (3Hz) Upward through-going muons Upward stopping µ wychodz"ce to g!ównie µ" " ró%ne zakresy energii " ró%ne techniki analizy " ró%ne b!$dy syst. D. Kie!czewska, wyk!ad 10 oddzia!ywania ν w skale pod detektorem 9

10 Widma energii neutrin Fully contained FC Partially contained PC Upµ thru Upµ stop D. Kie!czewska, wyk!ad 10 10

11 Symulacje Monte Carlo Celem symulacji jest wygenerowanie próbki oczekiwanych przypadków, które wygl"daj" jak prawdziwe. Podobne W programie MC uwzgl!dnia si!: symulacje robi si$ we wszystkich eksperymentach z fizyki cz"stek. Strumienie! jako funkcje energii i k"tów Oddzia!ywania! zale%nie od ich zapachu i energii P$dy i typy cz"stek wyprodukowanych przez! Wtórne oddzia!ywania w j"drach (np. 16 O ) Oddzia!ywania i rozpady cz"stek w trakcie propagacji przez np. wod$ Symulacje efektów detektorowych np. emisja fotonów Czerenkowa absorpcja, rozpraszanie i odbicia fotonów prawdopodobie'stwo wybicia fotoelektronu z katody Rekonstrukcja wygenerowanych przypadków u%ywaj"c tego samego softwaru co dla rzeczywistych przypadków próbki Monte Carlo D. Kie!czewska, wyk!ad 10 11

12 Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.) Sub-GeV Multi-GeV Data MC 1-ring e-like µ-like Data MC 1ring e-like µ-like Obliczamy podwójny stosunek, aby skasowa& b!$dy strumieni: Obserwuje si$ za ma!o neutrin mionowych! D. Kie!czewska, wyk!ad 10 12

13 Wyniki Super-Kamiokande - przypadki zewn$trzne Up through-going µ, (1678 dni) Up stopping µ, (1657dni) Dane: (x10-13 cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Dane: (x10-13 cm -2 s -1 sr -1 ) MC: Znów obserwujemy deficyt mionów D. Kie!czewska, wyk!ad 10 13

14 Wyniki z ró%nych eksperymentów pomijam Deficyt mionów obserwowano w wi$kszo(ci eksperymentów, ale %eby stwierdzi&, %e odkryto now" fizyk$ trzeba czego( wi$cej... D. Kie!czewska, wyk!ad 10 14

15 k"t zenitalny Atmosph D. Kie!czewska, wyk!ad 10 15

16 Rozk!ady k"towe! e i! µ niebieskie: symulacje MC (bez oscylacji) czyli! e pokonuj" drog$ przez Ziemi$ tak, jak oczekiwano natomiast! µ gubi" si$ D. Kie!czewska, tym bardziej wyk!ad 10 im d!u%sza droga 16

17 Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych? W atmosferze powsta!y: " W detektorach pod Ziemi" obserwujemy:! e tak, jak oczekiwalismy! µ gubia sie po drodze! "?? Wygl"da na to, %e po drodze nast"pi!a transformacja: Odkrycie oscylacji neutrin w 1998 Z udzia!em UW Gubienie nie mo%e by& z powodu oddzia!ywa', bo: Czyli liczba leptonów osobno w ka%dej rodzinie nie jest zachowana D. Kie!czewska, wyk!ad 10 17

18 Neutrina s!oneczne Solar neutrinos (kolejna other place zagadka where!! brakuj"cych are missing neutrin) From neutrinos to cosmic sources, D. Kie!czewska and E. Rondio D. Kie!czewska, wyk!ad 10 18

19 Reakcje fuzji termoj"drowej w S!o'cu p+p >! e +e + +d 0.42MeV max 3 He+ 4 He > 7 Be+#" d+p > #+ 3 He 3 He+ 3 He > 4 He+p+p p+ e - + p >! e +d 1.44 MeV ppi (85%) 7 Be+ e - >! e + 7 Li.86 MeV 7 Li+p > 4 He+ 4 He 7 Be+p > 8 B+#" 8 B > e - +! e + 8 Be 15 MeV max 8 Be > 4 He+ 4 He rzadkie ale!atwiejsza detekcja ppii (15%) ppiii (0.01%) D. Kie!czewska, wyk!ad 10 19

20 Jak (wieci S!o'ce? S!o'ce (wieci dzi$ki energii z reakcji termoj"drowych w rdzeniu gwiazdy.! " = 2L sun 25MeV 1 4#(1AU) 2 = 7 $1010 sec %1 cm %2 gdzie L sun to (wietlno(& S!o'ca: 1AU to odleg!o(& ze S!o'ca do Ziemi D. Kie!czewska, wyk!ad 10 z pomiarów na Ziemi 20

21 Eksperymenty s!oneczne Name Location Mass (tons) Reaction Start Homestake S.Dakota USA Cl(ν e,e - ) 37 Ar 1968 stopped SAGE Galex/GNO Baksan, Russia Gran Sasso, Italy Ga (ν e,e - ) 71 Ge 71 Ga (ν e,e - ) 71 Ge 1990 stopped 1992 stopped Kamiokande Kamioka, Japan 2000 ν x e -! ν x e stopped Super Kamiokande Kamioka, Japan ν x e -! ν x e SNO Sudbury, Canada 8000 ν e d! e - pp ν x d! ν x np ν x e -! ν x e - Borexino Gran Sasso, Italy 300 ν x e -! ν x e KamLand Kamioka, Japan 1000! e p " e + n and nd " d) 1999 stopped 2001 D. Kie!czewska, wyk!ad 10 21

22 Widmo energetyczne neutrin s!onecznych Uwaga: tylko! e D. Kie!czewska, wyk!ad 10 22

23 Eksperymenty Radiochemiczne Po raz pierwszy do detekcji neutrin u%yto - reakcji: U%ywano te%: # Wyprodukowane izotopy s" promieniotwórcze z niezbyt d!ugim czasem %ycia s" okresowo wydobywane ze zbiornika i zliczane # Nie ma informacji o czasie zaj(cia oddzia!ywania ani o kierunku neutrina" D. Kie!czewska, wyk!ad 10 23

24 Eksperyment chlorowy w Homestake W Pd. Dakocie 615 ton C 2 Cl 4 Zbiera! dane od 1968 przez ok. 30 lat Nagroda Nobla dla R. Davisa w 2002 # 37 Ar ma czas rozpadu (na wychwyt elektronu): 35 days # Atomy argonu s" wydmuchiwane przy pomocy helu co kilka tygodni - powstaje oko!o 1 atom na 2 dni D. Kie!czewska, wyk!ad 10 24

25 Wyniki eksperymentu chlorowego Liczba zlicze z pojedynczych ekstrakcji Liczba zlicze' = 0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzie' 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU D. Kie!czewska, wyk!ad 10 25

26 Wyniki eksperymentów radiochemicznych Przewidywania zgodnie z modelem SSM - Standard Solar Model: - sk!ad: H-34%, He-64% - wiek 4,5 mld lat Deficyt neutrin przewidywania pomiary D. Kie!czewska, wyk!ad 10 26

27 Wodne detektory Czerenkowa # Super-Kamiokande - z lekk" wod" # SNO - z ci$%k" wod" Mierzy si$:! kierunek neutrin! czas ka%dego zdarzenia BOREXINO, KAMLAND(2): Liquid Scintillator! D. Kie!czewska, wyk!ad 10 27

28 Pomiary neutrin s!onecznych w Super-Kamiokande Pami$tamy, %e w wyniku reakcji termoj"drowych powstaj" tylko Jakie reakcje mog" wywo!ywa&! e o energii poni%ej 14 MeV w lekkiej wodzie (i wyprodukowa& widoczn" cz"stk$)? n zwi"zany Pozostaje: tylko gdy E! >18 MeV Wprawdzie ma!y przekrój czynny, ale elektron wys!any do przodu D. Kie!czewska, wyk!ad 10 28

29 Super-K: neutrina przylatuj" ze S!o'ca sygna! t!o Faktyczny rozmiar S!o'ca * piksela. Rozmycie z powodu rozpraszania Kulomb. elektronów. D. Kie!czewska, wyk!ad 10 29

30 Super-K: znów deficyt po 1496 dniach obserwowano 22,400 przypadków oczekiwane z SSM przewidywano wg. SSM: 48,200 przypadków D. Kie!czewska, wyk!ad 10 30

31 Super-K: pory roku Parametry orbity zmierzone za pomoc" neutrin (linie pokazuj" prawdziwe parametery): I VI XII 99.7% 68% 95% D. Kie!czewska, wyk!ad 10 31

32 Klucz do zagadki neutrin s!onecznych # W kilku eksperymentach obserwujemy deficyt # Eksperymenty radiochemiczne mierzy!y tylko neutrina elektronowe # Super-Kamiokande mierzy! reakcj$, w której mog!y bra& udzia! ró%ne typy neutrin Musimy zmierzy& osobno neutrina D. Kie!czewska, wyk!ad 10 32

33 SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Inny wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemi" 1000 ton D 2 O PMTs 6500 ton H 2 O D. Kie!czewska, wyk!ad 10 33

34 Reakcje! w SNO Reakcje Charged Current : Tylko dla! e Elektrony s!abo pami$taja kierunek neutrina! e + d! p + p + e E thres = 1.4 MeV" CC!! e e - W n p Reakcje Neutral Current : Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrowa& neutrony Reakcje rozpraszania elastycznego Dla wszystkich zapachów ale! x + d!! x + p + n E thres = 2.2 MeV" NC!!"!" Z n/p n/p! x + e!! x + e E thres = 0 MeV" najwi$ksza wydajno(& dla! e ES! Elektrony pami$taj" kierunek neutrina! e e - W e - D. Kie!czewska, wyk!ad 10 34! e! e! W e!"!" e - Z e - e - e -

35 SNO Results from D2O D. Kie!czewska, wyk!ad 10 35

36 Zmierzono w eksperymencie SNO Wykorzystuj"c ró%ne cechy obserwowanych przypadków stwierdzono: oddzia!ywa' Rozk!ad k"towy elektr. izotropowy! e + d! p + p + e E thres = 1.4 MeV"! e e - W CC! n p oddzia!ywa' Stowarzyszone neutrony oddzia!ywa'! x + d!! x + p + n E thres = 2.2 MeV" NC!!"!" Z n/p n/p! x + e!! x + e E thres = 0 MeV" Rozk!ad k"towy: elektrony z kierunku S!o'ca ES!! e e - W e -! e! e! W e!"!" e - Z e - e - e - D. Kie!czewska, wyk!ad 10 36

37 Wyznaczenie strumieni neutrin z eksperymentu SNO Liczba obserwowanych oddzia!ywa' neutrin o zapachu x: masa detektora x czas_obserwacji strumie' przekrój czynny Znamy kszta!t widma neutrin z rozpadu 8 B: czyli znaj"c przekroje czynne mo%emy znale#&: D. Kie!czewska, wyk!ad 10 37

38 Strumienie neutrin wyznaczone w SNO! e + d! p + p + e E thres = 1.4 MeV" CC!! e e - W n p! NCe =! NCµ =! NC"! x + d!! x + p + n E thres = 2.2 MeV" NC!!"!" Z n/p n/p! ESµ /"! ESe = 0.154! ES =! e ! µ /" ES!! x + e!! x + e E thres = 0 MeV"! e e - W e -! e! e! W e!"!" e - Z e - e - e - D. Kie!czewska, wyk!ad 10 38

39 Strumie' neutrin s!onecznych mierzony w SNO Phys. Rev. C72, (2005) [x10 6 /cm 2 /s]" (Φ SSM = /-0.81)! Wszystkie neutrina 8 B s" obserwowane, ale zmieni!y si$ ich zapachy. Dowód, %e neutrina oscyluj": D. Kie!czewska, wyk!ad 10 39

40 D. Kie!czewska, wyk!ad 10 40

41 Co wynika z pomiarów neutrin s!onecznych? W rdzeniu S!o'ca powsta!y:! e W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszank$: Wszystkie dane da si$ wyt!umaczy&, je%eli po drodze nast"pi!a transformacja cz$(ci neutrin elektronowych::cz$(ci Neutrina oscyluj" mi$dzy stanami o ró%nych zapachach D. Kie!czewska, wyk!ad 10 41

42 Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym Stany o dobrze okre(lonych masach u c t d s b nie pokrywaj" si$ ze stanami podlegaj"cymi s!abym oddzia!ywaniom: u c t d` s` b` Mieszanie kwarków: D. Kie!czewska, wyk!ad 10 42

43 Analogicznie mo%na wprowadzi& mieszanie neutrin do Modelu Standardowego Je%eli przyjmiemy, ze neutrina maj" mas$ to Stany o okre(lonej masie : Nie musz" by& to%same ze Stanami podlegaj"cymi s!abym oddzia!ywaniom: Mieszanie leptonów: D. Kie!czewska, wyk!ad 10 43

44 Oscylacje Neutrin 2 zapachy stany masowe: k"t mieszania: "# to stany o ró%nych proporcjach stanów! 1,! 2! 1,! 2 maj" ró%ne masy ró%ne pr$dko(ci Stosunek zmienia si$ w czasie propagacji, st"d D. Kie!czewska, wyk!ad 10 44

45 Prawdopodobie'stwo oscylacji 2 zapachy Stan o masie m k, energii i p$dzie E k,p k propaguje si$: Za!ó%my stan pocz"tkowy: W czasie propagacji proporcja! 1,! 2 zmienia si$: Prawdopod., %e w punkcie t,x stan $ jest wci"% w pocz"tkowym stanie $ : D. Kie!czewska, wyk!ad 10 45

46 Dostaje si$: Prawdop. oscylacji 2 zapachy Prawdop. przej(cia ze stanu $ do stanu %: m masa (w ev) & k"t mieszania parametry oscylacji E! energia neutrina (w GeV) # L odl. od #ród!a do detektora (km) Warunek zaj(cia oscylacji: warunki eksperymentalne! co najmniej jeden ze stanów musi mie& mas$! 2 stany masowe nie mog" mie& tej samej masy D. Kie!czewska, wyk!ad 10 46

47 Czu!o(& na oscylacje! (MeV) L (m) Supernowe <100 > S!oneczne < Atmosferyczne > Reaktorowe <10 < Akceleratorowe z krótk" bas" Akceleratorowe z d!ug" bas" > >100 < D. Kie!czewska, wyk!ad 10 47