wyniki eksperymentu OPERA Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych

Transkrypt

1 wyniki eksperymentu OPERA Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych RADA DO SPRAW ATOMISTYKI Warszawa,

2 Ú istnienie ν zaproponowano aby uratować zasadę zachowania energii w rozpadzie beta Ú Pauli powiedział, że zrobił rzecz straszną postulując istnienie cząstki której nigdy nie uda się zaobserwować ALE nie docenił experymentatorów Ú ν nie wchodzą w skład ukłądów związanych Ú łamią symetrie P (odbicie lustrzane) Ú mamy różne rodzaje neutrin ν źródło:

3 Neutrino? najbardziej nieuchwytne cząstki materii F. Reines:...najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. masa neutrina < 10-6 masy elektronu ładunek elektryczny = 0 bardzo trudne do obserwacji à biorą udział tylko w oddz. słabych Odgrywają ważną rolę w Modelu Standartowym tworzą pary z naładowanymi leptonami rodzaj neutrina określamy przez lepton który mu towarzyszy w oddziaływaniu

4 najbardziej nieuchwytne cząstki materii a tymczasem... Ú Słońce emituje: 2x10 38 ν/sek Na Ziemię przybywa: > 4x10 10 ν/sec/cm 2 Ú Bardzo wiele neutrin powstało w Wielkim Wybuchu teraz we Wszechświecie jest ok. 330 ν/cm 3 3 razy mniej niż fotonów, ale 10 9 razy więcej niż nukleonów

5 Model Standardowy oddziaływania Z 0 gluon oddz. silne u c t W - W + d s b gluon γ oddz. elekro-słabe Z W - ν e ν µ ν τ e µ τ W + γ

6 Oddziaływania elektro-słabe (semi-leptonowe) Rozpad β neutronu (postulat isntnienia malej neutralnej czastki - Pauli odwrotny rozpad beta Wychwyt elektronu

7 Neutrina cząstki nieuchwytne Neutrin jest bardzo dużo ale także niezwykle trudno je złapać!» à Nie mają ładunku elektrycznego» à Bardzo słabo oddziałują z materią Aby je zatrzymać potrzebny byłby ołowiany blok o grubości 3 lat świetlnych!!! (czyli ok. 2 miliony razy dłuższy niż odległość z Ziemi do Słońca)» à Do ich badania potrzebujemy dużych detektorów» i sprytnej metody detekcji: ν Jak zarejestrować neutrino? cząstka naładowana: e, µ, τ Jądro atomowe

8 jak zaobserwowac neutrina? rekonstrukcja próba uzyskania maksimum informacji: czas, energia... obserwacja cząstek naładowanych obserwacja produktów oddz. lub rozpadu cząstek neutralnych rekonstrukcja wierzchołka oddziaływania przykładowe procesy dla oddziaływań na nukleonie i elektronie ν + N e / µ / τ + N $ (+x) x lepton identyfikuje rodzaj neutrina ν + N ν + N $ (+x) x x możliwa obserwacja cząstek wtórnych ν e + e w atomie ν e + e szybki jedyny proces dla małych energii 100 razy mniejszy przekrój czynny

9 detekcja oddziaływań neutrin Ú detektory scyntylacyjne Ú detektory Czerenkowa (woda, lód, woda morska) Ú detektory typu przekładaniec : np. żelazo scyntylator Ú emulsje jądrowe Ú komora TPC wypełniona ciekłym argonem

10 zasada pomiaru prędkości neutrin Ú prędkość neutrin to wynik dzielenia drogi przez czas, potrzebne jest więc dokładny pomiar drogi przebytej przez neutrina: odległość między punktem produkcji i punktem oddziaływania i pomiar czasu przelotu neutrin czas : określenie czasu produkcji ν określenie czasu oddziaływania w dalekim detektorze odległość : metody geodezyjne oczekiwany efekt jest bardzo mały potrzebna jest bardzo duża odległość analiza ślepa aby uniknąć obciążeń związanych z sugerowania się oczekiwanym wynikiem

11 analiza czasu przelotu (ToF) Ú neutrina są produkowane w sposób sztuczny Ú lecą pod ziemia do wielkiego detektora Ú przygotowanego do ich detekcji i pomiaru czasu

12 wiązka neutrin CNGS i eksperymenty OPERA i ICARUS CERN Gran Sasso

13 OPERA detektory warstwowe: przekładaniec : - warstwa ciężkiego materiału - warstwa czuła (scyntylator)

14 emulsje jądrowe celem eksperymentu jest poszukiwanie sygnału oddziaływania neutrina-tau dotychczas opublikowany wynik: jeden kandydat na oddziaływanie ν τ

15 przygotowanie wiązki neutrin Ú pomiar czasu dla protonów przed tarczą Ú ocena czasu między oddziaływaniem w tarczy a produkcja neutrina Ú poprawka jest 1.4x10-2 ns Ú czas przelotu od punktu produkcji do detektora OPERA ns jesli założymy prędkość światła

16 profil czasowy protonów padających na tarczę 10.5 µs jeśli obserwujemy oddziaływanie w LNGS wiemy tylko z którego impulsu

17 laboratorium podziemne LNGS w Gran Sasso

18 oddziaływania w skałach przed detektorem oddziaływania wewnątrz detektora Ú czas jest liczony dla pierwszego sygnału zarejestrowanego w detektorze Ú potem robi sie poprawkę tak żeby otrzymać czas na wejściu do detektora

19

20 rozkład czasu dla wszystkich przypadków spełniających kryteria oddziaływanie neutrina

21

22 rozkłady przed i po dopasowaniu przesunięcia Ú przesunięcie ( /-6.9)ns Ú dopasowania są dobre chi 2 ok

23 czas ocena niepewności systematycznych odległość : GPS 2 cm, geodezyjny pomiar podziemny kilkanascie cm

24 wyniki dla podzbiorów danych Ú ostatecznie: δt = TOF c TOF ν = ( ± 6.9(stat.))ns 987.8ns = (60.7 ± 6.9(stat.))ns Ú względna różnica prędkości neutrin (v c) / c = δt / (TOF c δt) = = (2.49 ± 0.28(stat.) ± 0.30(sys.)) 10 5 s

25 sprawdzenie zależności od energii Ú dla oddziaływań kwazielastycznych (2_->2) można wyznaczyć energie neutrina mając pomiar mionu Ú podział na 2 przedziały Ú nie widać różnicy (Δ= 13.4+/-26.3 ns)

26 Od czasu ogłoszenia wyniku wykonano kolejne sprawdzenia : Ú dokładna ocena zmian odległości związana z pływami wywołanymi przyciąganiem księżyca- 2cm/rok Ú wiązka porusza sie zgodnie z kierunkiem obrotu Ziemi 2.2 ns, powiększa efekt v>c Ú efekty relatywistyczne i grawitacyjne wpływ na odległość max. 2cm Ú rozszerzanie termiczne tarczy zmiana gęstości max. 3 promile Ú dokładność pozycji proton à neutrino - 50 µm

27 nowe dane: 22.X-6.XI, 4*10 16 pot Ú zbieranie danych z bardzo krótki impulsem protonów 2 ns impuls, 524 ns przerwa Ú à nie trzeba robić fitu wiemy kiedy był impuls z którego widzimy oddziaływanie zaobserwowano 20 oddziływań czas wysłania neutrina znany z dokładnością do 2 ns

28 przesunięcie δ = ToF ν - ToF c Ú każde oddziaływanie można przypisać do krótkiego impulsu Ú nie ma dopasowania Ú δt jest liczona dla każdego oddziaływania Ú już niewielka próbka pozwala sprawdzić czy jest przesunięcie Ú δ=(62.1+/-3.7) ns à zgodne z poprzednim wynikiem

29 Troche historii - bo to nie pierwszy taki pomiar wcześniej wynikiem były tylko ograniczenia na różnicę prędkości Ú FNAL neutrina na krótkiej bazie, E ν >30GeV, limit (v-c)/c < 4*10-5 (publ. Phys.Rev.Lett, 1979) Ú MINOS publikacja z 2007 roku, podobne L, maksimum energii 3 GeV, limit (v-c)/c<(5.1+/-2.9)*10-5 à 1.8 σ Ú SN1987A, E ν ~10 MeV, baza naprawdę długa ly limit (v-c)/c<2*10-9 <<< wynik OPERY!!!

30 MINOS przekładaniec : - warstwa ciężkiego materiału - warstwa czuła (scyntylator) dwa detektory bliski i daleki MINOS MINOS

31 neutrina z wybuchu SN1987A przyleciały 3 godziny wcześniej niż sygnał świetlny 3 detektory zarejestrowały sygnał z supernowej: à Kamiokande (Japonia) 11 przypadków à IMB (USA) 8 przypadków à Baksan (Rosja) 5 przypadków Tego typu sygnał pojawił się w detektorach neutrin i to on był oznaką wybuchy supernowej. gdyby różnica prędkości była taka jaką widzi OPERA przyleciałyby 4 lata przed światłem!!!!

32 plany na przyszłość: Ú w przyszłym roku dłuższy okres z wiązką impulsową (2 ns 100 ns) Ú udział 4 eksperymentów z Gran Sasso OPERA ICARUS BOREXINO LVD Ú niezależne zegary, kalibracja Ú wspólna infrastruktura w LNGS à różne techniki detekcji, czułość na efekty systematyczne, niezależna analiza

33 ICARUS Detektor ciekłoargonowy (LAr) 120 cm»»» ev/c G = p, e-, 15 GeV T Poszukiwanie oscylacji νµ =>ντ CNGS νe interaction, Eν=16.6 GeV Rejestracja produktów oddziaływań neutrin -> jonizacja 0,2p,3n,2 γ,1evertex: 1π ośrodka, rejestracja ładunku 290 cm 80 cm CNGS νµ interaction, Eν=21.3 GeV Vertex: 3π,5p,9n,3γ,1µ 300 cm

34 Borexino Ú detektor scyntylacyjny, zbiera dane od 2007 Ú bada neutrina Słoneczne Ú akceptacja kilkarotnie większa niż Opery

35 LVD Ú 23x13x10 metrów Ú działa od 1992 roku Ú monitoruje Galaktyke, Ú zadanie à rejestracja zapaści grawitacyjnej masywnej gwiazdy element Supernova Early Worning System SNEWS

36 plany na przyszłość: Ú pomiary planowane też na pozostałych wiązkach neutrin (USA, Japonia) Ú pomiar dla anty-neutrin czekamy na dalsze sprawdzenia, wynik tak zaskakujący, że wymaga całkowicie niezależnego potwierdzenia wszystkich elementów

37 wiązka w Japonii T2K = Tokaj do Kamioki Ú mniejsza odległość, spodziewany efekt ~25 ns Ú wiązka będzie uruchomiona w styczniu 2012

38 Podsumowanie Ú neutrina są trudne do detekcji, ale mamy coraz więcej informacji o nich Ú pomiar prędkości neutrina dostarczył zaskakującego wyniku, trwa sprawdzanie Ú pierwszy test (głównie metody analizy) potwierdził orginalny zaskakujący wynik Ú publikacja została wysłana do recenzentów Ú bogate plany na przyszły rok dziedzina w której wiele się dzieje spodziewamy się nowych wyników w najbliższym czasie