FIZYKA CZĄSTEK od starożytnych do modelu standardowego i dalej Krzysztof Fiałkowski, IFUJ
Plan wykładów Krótka historia fizyki cząstek: prehistoria, źródła naturalne i akceleratory, leptony i hadrony, model kwarków, unifikacja GSW, QCD i kompletny model standardowy Droga odkryć na przykładzie neutrin: reaktory, Słońce, akceleratory, detektory, masy neutrin, oscylacje, neutrino Majorany Podsumowanie i perspektywy: nagrody Nobla, lista cząstek, brakujące ogniwa
Czy istnieją cząstki elementarne? Demokryt (via Lukrecjusz): istnieje granica możliwości podziału materii, czyli cząstki niepodzielne (ατοµοσ). Arystoteles: to niemożliwe, bo pomiędzy atomami byłaby próżnia, a na to natura nie pozwala. Dziś niby zgadzamy się z Demokrytem, ale TAK NAPRAWDĘ próżnia to nie próżnia, więc?
Atomy XIX wieku Dalton: atomy tłumaczą stałe proporcje pierwiastków w związkach chemicznych (z dokładnością do stałych wymiernych). Boltzmann: termodynamika jako fizyka statystyczna cząsteczek/atomów. Einstein, Smoluchowski: ruchy Browna jako skutki uderzeń atomów w widzialne cząstki zawiesiny, pyłki itp..
Budowa atomu Thomson: 1897 elektrony, 1904 model atomu ciasta z rodzynkami. 1896 Becquerel, 1900 Villard: radioaktywność α, β, γ ( zmienność atomów). 11 Rutherford: jądro dla wytłumaczenia rozpraszania cząstek α do tyłu, proton jądro atomu wodoru.
Wstawka: jak badać mikrostrukturę? Naiwnie: a) zobaczyć, b) rozłożyć na części. Fizycznie: a) zbadać rozproszenie fali, b) dostarczyć energię > energii wiązania. Granice możliwości w zapisie kwantowym: a)λ<<r (światło), Q 2 >ħ 2 /R 2 E>ħc/R (cząstki, to samo wg. de Broglie a), b) E ħc/r (Heisenberg: znów to samo). Zatem: do badania mikroświata konieczne wielkie energie! Skala: ħc 0.2GeV fm, więc 0.1nm 1keV (atom) 10fm 10MeV (jądro); będzie dalej!
Budowa atomu II Model Bohra atomu: orbity elektronów wokół jądra, ale bez promieniowania (wbrew fizyce klasycznej!). 30 Pauli: hipoteza neutrina dla ocalenia praw zachowania energii i momentu pędu w rozpadzie β. Fermi: teoria rozpadu β, słabe oddziaływania: zerowy zasięg nieskończona masa bozonu? 32 Anderson: pozyton (antycząstka elektronu). 32 Chadwick: neutron (α+be=n+c; Joliot-Curie). Heisenberg (Majorana, Iwanienko): jądra -układy protonów i neutronów nukleonów, izospin.
Początki fizyki cząstek Uwaga: dotąd wystarczały cząstki α z rozpadów (kilka MeV), wyższe energie z promieniowania kosmicznego ( a właściwie produktów zderzeń z atomami atmosfery). Od 32 akceleratory (Cockroft, Walton liniowy, Lawrence cykliczny). 35 Yukawa: teoria mezonowa dla wyjaśnienia skończonego zasięgu R sił jądrowych, a stąd np. stałej gęstości materii jądrowej. 37 Anderson: mion, mezon? Nie! Kto zamawiał? 47 Powell: odkrycie mezonu π, m π =ħ/cr; π µν.
Niespodzianki powojenne 47 Rochester, Butler: cząstki V w emulsji. 52 Danysz, Pniewski: hiperjądra. 52 Fermi: nowe hadrony (silnie oddziałujące), krótkożyjące ( rezonanse ), E 100MeV. 55 Lee-Yang: teoria niezachowania parzystości w rozpadzie β; Wu: potwierdzenie eksp.; neutrina o zerowej masie? 55 Gell-Mann: dziwność S, prawo zachowania: cząstki dziwne tworzone parami w o. silnych, rozpad wolny przez o. słabe, bez zachowania S. 56 Reines i Cowan: oddziaływanie neutrin.
Nowe akceleratory Cyklotron pozwalał na nadanie E k <<mc 2, wtedy częstość obiegu w stałym B stała. Do wyższych energii konieczna zmienność pola, wygodny stały promień, niewielka objętość pola i przyspieszanie pęczków : synchrotron (dla e v c, dla p zmienna). Dziś praktycznie cykliczne i liniowe mają te same elementy przyspieszające, MeV/m (może będzie GeV/m?), ale w cyklicznych strata na promieniowanie granica 100GeV dla e, 20TeV dla p. Zderzające się wiązki!
Dalsze kłopoty i próby porządkowania 61 Glashow: oddziaływania słabe jak elektromagnetyczne z nowymi bozonami? 62 Lederman, Schwartz, Steinberger i inni: dwa neutrina. 64 Cronin i Fitch: niezachowanie CP. 64 Gell-Mann i Zweig: model kwarkowy (u,d,s) hadronów. Nieudane próby odkrycia kwarków uwięzienie? 67 Salam, Weinberg: pełna teoria GSW oddziaływań elektrosłabych.
Rewolucja lat 70-tych 70 Glashow, Ilopoulos, Maiani: dla słabych o. konieczny czwarty kwark. 73 Gross, Wilczek, Politzer: asymptotyczna swoboda silnych o.: kwarki uwięzione, ale im bliżej, tym słabiej oddziałują. 74 Richter/Ting: odkrycie cząstki j/ψ, świat 4 kwarków(u,d,s,c) i 4 leptonów (e,ν e,µ,ν µ ). 75 Perl: odkrycie leptonu τ. 77 Lederman: cząstka ϒ - piąty kwark b.
Kompletny model standardowy 83 UA1, UA2 (CERN collider): odkrycie bozonów W, Z m 100m p (Nobel: Rubbia - collider, van der Meer - ogniskowanie). 90 LEP (bilans rozpadów Z): tylko 3 neutrina. 95 CDF, D0: odkrycie szóstego kwarku t w zderzeniach pp (rozpady na Wb). 98 niespodzianka: neutrina mają masę!
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- i po rozpadzie oba spin całkowity (w ħ), albo oba połówkowy Niezachowanie energii i momentu pędu? List Pauli ego
Dalsza historia neutrin Przypomnienie: Reines (Nobel 95) i Cowan rejestrowali produkty reakcji νp e + n (pozyton przez anihilację na 2 γ, neutron przez wychwyt w kadmie i emisję kilku γ z wzbudzonego jądra) Rejestracja neutrin to zawsze rejestracja produktów oddziaływania ν z materią! Skoro tylko znikomy ułamek (rzędu 10-12 ) oddziałuje, potrzebne potężne strumienie! Reines-Cowan z reaktora. Skąd jeszcze?
Neutrina słoneczne W latach 30 XX wieku fizycy (Hans Bethe i inni) ustalili źródła energii słońca: reakcje fuzji jąder wodoru w jądra helu p+p d+e + +ν; p+d 3 He+γ; 3 He+ 3 He 4 He+2p+γ, w sumie 6p 4 He+2ν+2p+2e + +3γ. Pozytony anihilują, kwanty γ, protony i jądra helu oddają swoją energię kinetyczną otoczeniu zwiększając jego temperaturę, neutrina uciekają. Te neutrina mają energię poniżej energii spoczynkowej e, trudno je rejestrować, ale są i neutrina z innych reakcji, o wyższej energii. Ile neutrin dolatuje do nas ze Słońca?
Strumień neutrin słonecznych Ze strumienia energii elektromagnetycznej ze Słońca na Ziemi i odległości Ziemia-Słońce obliczono moc Słońca : 4 10 26 W, a stąd liczbę neutrin emitowanych przez Słońce: 5 10 38 /s i strumień neutrin na Ziemi: 6 10 10 /s/cm 2. To jest porównywalne ze strumieniem w pobliżu reaktorów! Davis: eksperyment detekcji tych neutrin z reakcji ν+ 37 Cl 37 Ar+e - (tylko dla E>0.8MeV, więc mały ułamek neutrin, ale i tak mnóstwo)
Eksperyment Davisa (Nobel 02) Aparatura: zbiornik 615 t C 2 Cl 4 (środek czyszczący) w starej kopalni złota Homestake (Dakota S) 1500m pod ziemią Co 2 miesiące argon wypłukiwany helem ze zbiornika, mierzona liczba jego atomów przez rozpady β W latach 1970-94 zarejestrowano 875 rozpadów, stąd oszacowano 2200 reakcji: 3 razy mniej, niż przewidywała teoria!!!
Schemat eksperymentu Davisa
Antrakt: różne neutrina W rozpadzie π µν ginie połowa energii unoszona najwyraźniej przez neutrino, ale czy to neutrino mionowe tożsame z ν z rozpadu β? Lederman, Schwartz, Steinberger (Nobel 88): wiązka pionów ze zderzeń protonów z tarczą formowana, po czasie > czasu rozpadu kierowana przez osłonę (wiele metrów stali z rozbieranego pancernika) do detektorów kanapek : warstwy materii i scyntylatora. Wynik: produkowane są miony, a nie elektrony! Dziś wiemy, że jest i trzecie neutrino taonowe.
Inne eksperymenty Dalsze radiochemiczne: GALLEX, SAGE z użyciem 71 Ga 71 Ge (już dla E>0.2MeV) nadal mniej neutrin, niż z teorii (ok. ½). Inna technika: pomiar na bieżąco przez rejestrację elektronu/mionu, w który zmienia się neutrino oddziałując z nukleonami materii. Nadal deficyt neutrin słonecznych! Najwygodniej gdy tarcza=detektor: zbiorniki wodne, w których wytworzone e/µ wysyłają promieniowanie Czerenkowa (odpowiednik naddźwiękowego grzmotu dla v>c/n). Dziś największy: Superkamiokande (50 kt!).
Neutrina z innych źródeł Atmosferyczne z rozpadów pionów produkowanych w atmosferze przez promieniowanie kosmiczne i z rozpadów mionów z rozpadów pionów Odkrycie Superkamiokande (Koshiba Nobel 2003): neutrin elektronowych tyle samo z dołu, co z góry, mionowych znacznie mniej z dołu. Wyjaśnienie: mionowe zmieniają się po drodze w taonowe, niewidoczne dla SK- oscylacje. Podobne tłumaczenie dla neutrin słonecznych! Ale to możliwe tylko, gdy masa różna od zera!
Dalsze badania Widmo energii elektronów z rozpadu β trytu dowodzi, że m ν < 10-5 m e. Oscylacje (zamiana w locie na inny rodzaj neutrin) możliwe tylko, gdy znane neutrina to kombinacje 3 stanów o różnych masach. Jak to dokładniej zbadać? Dokładniejszy pomiar rozpadu β trytu (KATRIN). Poszukiwania tzw. bezneutrinowego podwójnego rozpadu β (GERDA). Badania oscylacji dla znanej dokładnie wiązki z akceleratora (K2K, CNGS).
Schemat eksperymentu KATRIN planującego pomiar masy neutrina elektronowego z dokładnością do 0.2 ev/c 2. Badany jest rozpad beta trytu. Intensywność źródła i dokładność pomiaru są o rząd wielkości lepsze niż w poprzednich eksperymentach. KATRIN od źródła trytu do detektora
Bezneutrinowy podwójny rozpad b (lata 30) Maria Goeppert-Mayer: są jądra parzystoparzyste, dla których nie ma rozpadu b (jądro z Z =Z+1 jest cięższe), ale możliwy rozpad bb: (Z) (Z+2)+2e+2n (jądro z Z =Z+2 jest lżejsze!). Ettore Majorana: teoria neutrin tożsamych z antyneutrinami. Racah, Furry: dla takich neutrin możliwe nowe procesy, w tym bezneutrinowy rozpad bb : (Z) (Z+2)+2e Jeśli wykryjemy, udowodnimy, że neutrina to cząstki Majorany i wyznaczymy ich masę! Ale te rozpady są bardzo rzadkie, a izotopy drogie
Schemat eksperymentu GERDA w Gran Sasso
CNGS Aby wykryć oscylacje dla wygodnych energii neutrin, daleki detektor musi być setki kilometrów od źródła akceleratora (podobnego, jak w eksperymencie LSS). Na szczęście neutrina mogą lecieć bez prowadnicy, prosto przez Ziemię. Już działa taki układ w Japonii (K2K). Wkrótce ruszy CNGS (z CERN-u pod Alpami do Gran Sasso we Włoszech).
CERN Gran Sasso
Ostatnie uzupełnienia 00 DONUT: oddziaływanie neutrina taonowego (nikt nie wątpił, ale ) Osiągnięta skala odległości: 100GeV 1am; ew. struktura kwarków i leptonów musi być mniejsza! Listy elementarnych składników materii:
Tabela leptonów Lepton Elektron e - Neutrino el. ν e Masa [MeV/c 2 ] ~0,5 <10-5 (~10-7?) Czas życia [s] trwały trwałe Mion µ ~100 ~2 10-6 Neutrino m.ν µ <0,17 (~10-7?) trwałe Taon τ Neutrino t.ν τ ~1800 <18 (~10-7?) ~3 10-13 trwałe
Tabela kwarków Kwark Górny u Dolny d Dziwny s Powabny c Piękny b Szczytowy t Masa [MeV/c 2 ] ~4 ~6 ~130 ~1300 ~4300 ~175000 Ładunek [e] +2/3-1/3-1/3 +2/3-1/3 +2/3
Nagrody Nobla z fizyki cząstek 1935 J Chadwick: odkrycie neutronu 1936 V Hess: promieniowanie kosmiczne, C Anderson: pozyton 1948 P Blackett: odkrycia w komorze Wilsona 1949 H Yukawa: teoria mezonu π 1950 C Powell: emulsja jądrowa, odkrycie π... 1957 TD Lee, CN Yang: łamanie P 1958 PA Cherenkov, IM Frank, IY Tamm: efekt Czerenkowa 1959 EG Segre, O Chamberlain: odkrycie antyprotonu 1960 DA Glaser: komora pęcherzykowa 1961 R Hofstadter: struktura nukleonów 1963 EP Wigner: symetrie w fizyce 1965 SI Tomonaga, JS Schwinger, RP Feynman: QED 1967 HA Bethe: energia gwiazd 1968 LW Alvarez: rezonanse (krótkożyjące hadrony)
Nagrody Nobla cd 1969 M Gell-Mann: klasyfikacja hadronów (model kwarków) 1976 B Richter, S Ting: odkrycie j/ψ 1979 SL Glashow, A Salam, S Weinberg: unifikacja teorii oddziaływań EM i słabych 1980 JW. Cronin, VL Fitch: łamanie CP 1984 C Rubbia, S Van Der Meer: odkrycie W i Z 1988 LM Lederman, M Schwartz, J Steinberger: ν µ 1990 JI Friedman, HW Kendall, RE Taylor: odkrycie struktury kwarkowej nukleonów 1992 G Charpak: komora drutowa 1995 ML Perl: lepton τ, F Reines: neutrino 1999 G t Hooft, MJG Veltman: renormalizacja teorii GSW 2002 R Davis Jr., M Koshiba: neutrina kosmiczne 2005 DJ Gross, HD Politzer, F Wilczek: asymptotyczna swoboda QCD
Brakujące ogniwa Cząstka Higgsa źródło mas bozonów (także kwarków i leptonów). Hierarchia mas? Dla t, W, Z 100m p, dla e 0.0005m p, dla ν <10-10 m p. Skąd? Nieskończoności? Supersymetria? Hierarchia oddziaływań? Unifikacja? Liczba wymiarów? Superstruny? Ciemna materia? Ciemna energia?
Cząstka Higgsa Według teorii GSW (opisującej wiernie wszystkie dane o o. elektrosłabych) masy bozonów W i Z, a także leptonów i kwarków pochodzą z oddziaływania z tzw. polem Higgsa, które wypełnia próżnię, czyli stan o najniższej możliwej energii. Obrazek: bezwładność jak opór ośrodka. Polu Higgsa powinna odpowiadać cząstka H0 (dotąd nieodkryta, może o wielkiej masie?). Zderzacz protonów LHC powinien umożliwić w latach 07-10 sprawdzenie, czy H0 istnieje.
Źródła hierarchii mas Model standardowy nie wyjaśnia hierarchii mas. Szczególnie trudno zrozumieć, dlaczego neutrina są tak lekkie. Jeśli to cząstka Majorany, możliwe tłumaczenie przez mechanizm huśtawki związek z bardzo ciężkimi cząstkami do odkrycia. Generalnie, dla wyjaśnienia mas należy przyjąć, że MS to tylko przybliżenie prawdziwej teorii z wieloma nowymi cząstkami.
Usuwanie nieskończoności Już w teorii elektrodynamiki występują nieskończoności usuwane trickami matematycznymi. W teorii GSW i QCD podobnie. Nieskończoności można uniknąć, zakładając supersymetrię istnienie dla wszystkich znanych dziś cząstek cięższych partnerów. Poszukiwania od 30 lat bezowocne, ale
Unifikacja? Model standardowy to mechaniczne złożenie teorii GSW i QCD. Skoro GSW to wspólna teoria pozornie bardzo różnych o. elektromagnetycznych i słabych, może i silne można z nimi zunifikować? W takiej teorii proton może nie być absolutnie stabilny (choć żyje kwintyliony lat), co pozwala wyjaśnić niezrozumiały fakt: dlaczego we Wszechświecie jest tak mało antymaterii? Niestety takie teorie dotąd niezadowalające.
Ile wymiarów? Struny? Kolejne dziwne pytanie: dlaczego żyjemy akurat w 3 wymiarach + czas? Teoria mówi, że liczba wymiarów nie może być dowolna, jeśli podstawowe obiekty to nie punkty, ale struny. Niestety wtedy minimum to 10 wymiarów! Co z nadmiarowymi? Zwinięte? Czy da się to wykryć? Tak, jeśli promień koła dość duży. Projekty doświadczeń! Uwaga: teoria musi wyjaśnić sukcesy modelu standardowego jako pewnego przybliżenia.
A to jeszcze nie wszystko Od dziesięcioleci wiadomo, że oprócz widocznych gwiazd i galaktyk istnieje ciemna materia oddziałująca grawitacją z tym, co widać. Obecne oszacowania sugerują, że tylko mała część ciemnej materii może być zbudowana ze znanych cząstek. Co gorsza, oprócz innych cząstek o nieznanej naturze Wszechświat wypełnia także ciemna energia. Nie wiemy, co to jest!
Wnioski Z pewnością jeszcze naszym wnukom nie braknie tematów do badania. Ale już do nas pasuje chińska klątwa: Obyś żył w ciekawych czasach!