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

Transkrypt

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

2 Kilka interesujących faktów Każdy człowiek wysyła dziennie około 340 milionów neutrin (z rozpadu 40 K) W każdym cm 3 wszechświata znajduje się około 330 neutrin reliktowych (z Wielkiego Wybuchu) Każdy cm 2 powierzchni ziemi wysyła około 6 milionów neutrin na sekundę Na każdy cm 2 powierzchni ziemi pada w ciągu sekundy około 70 miliardów neutrin ze Słońca Standardowa elektrownia jądrowa wysyła w ciągu sekundy około neutrin

3 1. Neutrina słoneczne ν e 2. Neutrina atmosferyczne π + µ + + ν µ e + + ν e + ν µ π - µ - + ν µ e - + ν e + ν µ 3. Neutrina z akceleratorów ν e, ν µ, ν e, ν µ 4. Neutrina z reaktorów ν e 5. Neutrina z wybuchów Supernowych (SN 1987A)

4 Neutrina słoneczne Cykl CNO

5 Neutrina słoneczne Cykl p-p

6 Widmo energii neutrin słonecznych

7 Neutrina atmosferyczne Obserwacje π + µ + + ν m π µ + ν m µ + e + + ν m + ν e µ e + ν m + ν e

8

9 Homestake Raymond Davis (zbieranie danych ) zbiornik litrów C 2 Cl 4 (na głębokości 1500 m) ν e + 37 Cl e Ar (próg 0,814 MeV) Jednostka strumienia neutrin słonecznych na Ziemi SNU (Solar Neutrino Unit) = 1 wychwyt na s na atomów tarczy

10 Eksperymenty z galem ν e + 71 Ga e Ge (próg 0, 233 MeV) SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) 50 ton ciekłego galu GALLEX (Gallium Experiment) (od 1998 r. GNO Gallium Neutrino Observatory) GaCl 3 w Gran Sasso

11 Wyniki eksperymentów radiochemicznych Homestake ν e + 37 Cl e Ar 2,56 ± 0,23 SNU (SSM: 8,1 ± 1,3) ν e + 71 Ga e Ge GALLEX 77,5 ± 6,2 ± 4,5 SNU (SSM: 126 ± 10) GNO 62,9 ± 5,5 ± 2,5 GNO + GALLEX 69,3 ± 4,1 ± 3,6 SAGE 70,8 ± 5,3 ± 3,7

12 Superkamiokande (Kamiokande od 1987 r.) Głównie ν e + e - ν e + e - próg ok. 5 MeV s (ν µτ + e - ν µτ + e - ) 0,15 σ (ν e + e - ν e + e - ) litrów ultraczystej wody, fotopowielaczy na ścianach

13 µ-like e-like

14 Neutrina słoneczne w Superkamiokande

15 Solar Neutrino Observatory (Sudbury) 1000 ton ciężkiej wody 7000 ton zwykłej wody 9456 fotopowielaczy

16

17

18 Wyniki Solar Neutrino Observatory

19

20 Zmiany strumienia neutrin spowodowane eliptycznością orbity Ziemi SuperKamiokande Solar Neutrino Observatory

21 Eksperymenty akceleratorowe i reaktorowe Produkcja wiązki neutrin mionowych przez rozpady π µ ν disappearance experiments detekcja ν m w różnych odległościach appearance experiments detekcja ν e, ν t Detekcja ν e w różnych odległościach od reaktora (reaktorów) ν e + p n + e + disappearance experiments

22 PDG 2010

23 Mieszanie 2 neutrin

24 ν µ (0)> = ν m > = - sinθ ν 1 > + cosθ ν 2 > ν µ (t)> = - sinθ exp (- i(e 1 /ћ)t) ν 1 > + cosθ exp (- i(e 2 /ћ)t) ν 2 > [ћ = c = 1] E = (p 2 + m 2 ) 1/2 p + m 2 /2p, Δm 2 = m m 22, t = L/c ν µ (t)> = exp[- i t (p + m 12 /2E ν )] [ - sinθ ν 1 > + cosθ ν 2 > exp (i Δm2 t/2e ν )]

25 P(ν µ ν e ) = cos θ sin θ (1 - exp (i Δm 2 t /2E ν ) 2 = = sin2 2θ sin2 (Δm 2 L /4E ν ) = = sin 2 2θ sin2 (1,27Δm 2 L /E ν ) = = sin 2 2θ sin2 (p L/l osc ) λ osc = πe ν /1,27 Δm 2 2,5 E ν /Δm2 [współczynnik 1,27 jeśli Δm 2 w (ev) 2, L w m (km), E n w MeV (GeV), ћc = 197 MeV fm] P(ν µ ν µ ) = 1 - sin 2 2θ sin2 (1,27Δm 2 L /E ν )

26

27 Mieszanie 3 neutrin Macierz Maki-Nakagawy-Sakaty [W bardziej ogólnej postaci jeszcze jeden parametr: faza jak w macierzy CKM]

28 P(ν α ν β ) = δ αβ - 4 Σ U αi U βi U αi * U βi * sin 2 (πx/λ ij ) j > i λ ij = πe ν /1,27 Δm ij 2 2,5 E ν /Δm ij 2 P(ν µ ν µ ) = 4 U e1 U µ1 U e2 U µ2 sin 2 (πl/λ 12 ) U e1 U µ1 U e3 U µ3 sin 2 (πl/λ 13 ) U e2 U µ2 U e3 U µ3 sin 2 (πl/λ 23 )

29

30 Przykładowe wyniki dotyczące neutrin atmosferycznych (Superkamiokande) L km L 20 km

31 Minos K2K experiment CERN-GS

32 Eksperyment K2K [M. H. Ahn et al., Phys. Rev. D74, (2006)] Detektor bliski (300 m): 1 kton H 2 O licznik Czerenkowa Detektor daleki (250 km) Superkamiokande Obserwacja (VII 1999 XI 2004) 112 events Przewidywanie (bez oscylacji) 158 ± 9 events

33 MINOS [D. G. Michael et al., Phys. Rev. Lett. 97, (2006)] Detektor bliski: 1 km (Fermilab) Detektor daleki: 735 km (Soudan) Obserwacja: 215 events Przewidywanie (bez oscylacji): 336 ± 14 events

34

35 KAMLAND experiment (K. Eguchi et al., Phys. Rev. Lett. 90, (2003)

36 KAMLAND II

37 KAMLAND II

38 T. Araki et al. Phys. Rev. Lett. 94, (2005)

39 SNO Wrzesień 2003

40 Porównanie wyników eksperymentów

41 FIG. 1. Layout of the Daya Bay experiment. The dots represent reactors, labeled as D1, D2, L1, L2, L3 and L4. Six ADs, AD1 AD6, are installed in three EHs.

42 Daya Bay (marzec 2012)

43 słoneczne, Kamland Daya Bay sin 2 2θ 13 0,092 ± 0,016 stat ± 0,005 sys atmosferyczne, K2K, Minos

44 Co wiemy o mieszaniu neutrin m 3 m 2 ν atmosferyczne K2K, MINOS Δm ev 2 ν słoneczne KAMLand Δm ev 2 m 1 m 2 m 1 m 3 0? hierarchia normalna? hierarchia odwrócona ν e ν µ ν τ

45 PDG 2010

46 Wiele innych eksperymentów neutrinowych T2K Borexino MiniBoone Opera Noνa IceCube Antares..