Dowiadczenia z neutrinami akceleratorowymi i wpływ przesyłania wizek neutrinowych na rodowisko

Uniwersytet Warszawski Wydział Fizyki Magdalena Chilkiewicz Nr albumu: 211033 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

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

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) 13200 3

Pragn serdecznie podzikowa dr Katarzynie Grzelak za cenne uwagi i wszelk pomoc w napisaniu niniejszej pracy, za yczliwo, wyrozumiało i powicenie. 4

Rozdział 1. Wprowadzenie... 6 Rozdział 2. Model Standardowy... 7 2.1. Budowa materii... 7 2.1.1. Kwarki i leptony... 7 2.1.2. Podział na fermiony i bozony... 8 2.2. Rodzaje oddziaływa fundamentalnych... 9 2.2.1. Oddziaływania elektromagnetyczne... 9 2.2.2. Oddziaływania słabe... 9 2.2.3. Oddziaływania silne... 10 2.2.4. Oddziaływania grawitacyjne... 10 Rozdział 3. Neutrina... 12 3.1. Historia neutrin... 12 3.2. Pochodzenie neutrin... 14 3.2.1. ródła naturalne... 14 3.2.2. ródła sztuczne... 17 3.2.3. Oscylacje neutrin... 18 Rozdział 4. Eksperymenty neutrinowe... 22 4.1. Dowiadczenia z neutrinami nieakceleratorowymi... 22 4.1.1. Dowiadczenie Raymonda Davisa (1967)... 22 4.1.2. Super Kamiokande... 23 4.1.3. SNO (Sudbury Neutrino Observatory)... 25 4.1.4. KamLAND... 26 4.2. Dowiadczenia z neutrinami akceleratorowymi... 27 4.2.1. Rodzaje, budowa i zasada działania akceleratorów... 28 4.2.2. Produkcja neutrin akceleratorowych... 31 4.2.3. Metody detekcji neutrin... 33 4.3. Eksperymenty akceleratorowe z dług baz... 34 4.3.1. K2K... 35 4.3.2. MINOS... 35 4.3.3. Przyszłe projekty akceleratorowe... 36 Rozdział 5. Oddziaływanie promieniowania z materi... 38 5.1. Biologiczne efekty promieniowania... 40 5.2. Zasady ochrony radiologicznej... 42 Rozdział 6. Wpływ eksperymentów neutrinowych na rodowisko... 44 6.1. Produkcja wizek neutrin a ochrona rodowiska... 44 6.1.1. Promieniowanie natychmiastowe i szcztkowe... 45 6.1.2. Powietrze... 47 6.1.3. Wody gruntowe... 47 6.2. Wpływ przesyłania wizek neutrinowych na otoczenie... 48 6.3. Detektory do detekcji neutrin... 52 Rozdział 7. Podsumowanie... 53 Literatura... 54 5

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

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. 2.1.1. 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 (1.602 10-19 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. 2.1. 1 Dopiero w 1998 roku eksperyment Super Kamiokande udowodnił, e neutrina maj mas (przez odkrycie zjawiska oscylacji). 7

Tab. 2.1. Fundamentalne składniki materii [2] Czstka Zapach Q / e Kwarki Leptony u c t d s b + 2/3 1/3 e - - - 1 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 3. 2.1.2. 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

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. 2.2.1. 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. 2.2.2. Oddziaływania słabe Przejawy oddziaływa słabych nie s widoczne w yciu codziennym. Oddziaływania słabe maj bardzo mały zasig, rzdu 10-18 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

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. 2.2.3. 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. 2.2.4. 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 = 6,67 10-11 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. 2.2. podsumowuje omówione w poprzednich podrozdziałach najwaniejsze cechy oddziaływa fundamentalnych: Tab. 2.2. 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

czstka przenoszca oddziaływania Elektromagnetyczne Słabe Silne Grawitacyjne foton W ± Z gluon grawiton (nie odkryty) masa [GeV] 10 0 80,2 91,2 0 0 zasig [m] 10-18 10-15 ródło ładunek elektryczny ładunek słaby ładunek kolorowy masa stała sprzenia 1 137 1.1710-5 1 510-40 10 1 ev energia czstki o ładunku elementarnym uzyskana na skutek napicia 1 V; 1 ev = 1.6 10-19 J = 1.8 10-36 kg (dla c=1 energia i masa maj te same jednostki, E=mc 2 ); 1 GeV = 10 9 ev. 11

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]. 3.1. 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. 1956 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. 4. 12

1962 Eksperyment w Brookhaven National Laboratory w USA z pierwsz wytworzon przy uyciu akceleratora wizk neutrin pozwolił odkry drugi, obok elektronowych, rodzaj neutrin mionowe. 1967 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. 1969 Bruno Pontecorvo i Vladimir Gribov postuluj istnienie oscylacji 12 neutrin, które tłumaczyłyby deficyt neutrin słonecznych. 1975-1977 Odkrycie leptonu i kwarku b, co wiadczyło o istnieniu kolejnej trzeciej rodziny kwarkowo leptonowej (a w zwizku z tym i neutrina taonowego). 1989 Akceleratorowy eksperyment w CERN (LEP Large Electron Positron Collider ) pozwolił stwierdzi, e s tylko trzy rodziny lekkich neutrin (lejszych ni połowa masy Z 0 ). 1998 Prace badawcze nad neutrinami z promieniowania kosmicznego w eksperymencie Super Kamiokande; ich wynik silnie potwierdza hipotez oscylacji neutrin. 2002 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 3.2.3. 13

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. 3.1. 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] 3.2.1. ródła naturalne Słoce Energia neutrin (ev) Ze Słoca dociera do powierzchni Ziemi najwicej neutrin (610 10 /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 1967. 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 + 0.42 MeV 13, p + d 3 He + + 5.51 MeV, (3.1) 3 He + 3 He 4 He + p + p + + 12.98 MeV. 13 d (deuteron) jdro deuteru, cikiego wodoru 2 1 H. 14

Zapisujc sumarycznie powysze równania otrzymujemy: 4 1 H 4 He + 2e + + 2 ν e + 24.8 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. 3.1. 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 210 38 /s /cm 2 [6]. Energia docierajcych do Ziemi neutrin słonecznych zaley od rodzaju reakcji, w której powstały te czstki. Tab. 3.1. 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 0.423 610 10 7 Be + e - 7 Li + ν e 0.86 (90%), 0.38 (10%) 510 9 8 B 8 Be + e + + ν e 15 610 6 pep p + e - + p d + ν e 1.44 1.4 10 8 hep 3 He + p 4 He + e + + ν e 18.8 8 10 3 14 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

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. 3.2. i Tab. 3.1. 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

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 = 10 12 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 3.5 3.7, [8]). 238 U 206 Pb + 8 4 He + 6 e - + 6 ν e, (3.5) 232 Th 208 Pb + 6 4 He + 4 e - + 4 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: 7.4110 7 s -1 kg -1 (dla 238 U), 1.6310 7 s -1 kg -1 (dla 232 Th) i 2.6910 4 (dla 40 K). Biorc pod uwag całkowit mas tych pierwiastków w kuli ziemskiej, mona oszacowa liczb neutrin emitowanych w cigu 1s przez Ziemi: 5.910 24 s -1 ( 238 U), 5.010 24 s -1 ( 232 Th), 21.610 24 s -1 [8]. 3.2.2. 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 610 20 /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

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 4.2.2. 3.2.3. 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

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. 3.3. 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. 3.4. 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

Na Rys. 3.4. 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 2 2 2 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 2 2 2 2 2 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

Prawdopodobiestwa oscylacji na dystansie L od punktu pocztkowego, okrelone zwizkami (3.11) i (3.12), przedstawia Rys. 3.5. tor lotu neutrina 1 P( e) + P( ) 0 1 0 Odległo L sin 2 2 Prawdopodobiestwo przemiany w e Prawdopodobiestwo, e jest nadal Rys. 3.5. Oscylacje neutrin na drodze L [11] Ewolucj neutrina mionowego w czasie przedstawia Rys. 3.6. poniej: Rys. 3.6. 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

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. 4.1.1. 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 1967. 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

naleałoby przebudowa Model Standardowy, który uznaje neutrina jako czstki bezmasowe. 4.1.2. Super Kamiokande Japoski eksperyment Super Kamiokande 21 jest nastpc eksperymentu Kamiokande (prowadzonego w latach 1980 1995), 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. 4.1. 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 4.2.3.) (4.2 4.3): 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

(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. 4.2. 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. 4.3. Wykres zalenoci obserwowanych w detektorze Super K neutrin mionowych od odległoci i kta padania [11] 24

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. 4.3. 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 23. 4.1.3. 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

Rys. 4.4. 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. 4.1.4. KamLAND Eksperyment ten zajmuje si badaniem antyneutrin elektronowych pochodzcych z japoskich i koreaskich reaktorów jdrowych (85 % sygnałów pochodzi z reaktorów znajdujcych si w odległoci 140 340 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

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 1.7-3.4 MeV, podczas gdy reaktorowe maj odpowiednio wysz energi. Do detekcji antyneutrin KamLAND wykorzystuje reakcj: ν e + p n + e + (4.7) Rys. 4.5. Schemat detektora eksperymentu KamLAND [5] Do detekcji antyneutrin KamLAND wykorzystuje t sam metod co F. Reines i C. Cowan, opisan w podrozdziale 3.2.2. 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. 4.1. zebrano podstawowe informacje dotyczce omawianych eksperymentów z neutrinami nieakceleratorowymi. Tab. 4.1. 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 50000 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 + 4.2. 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

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. 4.2.1. 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. 4.6. 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

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. 4.7. 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

Rys. 4.8. 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 150 30

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. 4.2.2. 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 2.5 10 13 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 = 10 12 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

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 = 2.6010-8 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 139.57 MeV, energia np.10 GeV), co daje warto t = 1.8610-6 s. Teraz jak pomnoymy uzyskany czas przez prdko wiatła c 310 8 m/s (piony poruszaj si z prdkoci blisk prdkoci wiatła) otrzymamy długo drogi rozpadu około 558 m. Rys. 4.9. 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. 4.10.), który zatrzymuje na skutek oddziaływa wszystkie hadrony wychodzce z rury rozpadowej. Rys. 4.10. 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

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. 4.11. 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. 4.11. Widma energii neutrin w zalenoci od ustawienia tarczy przy jednakowych poło- eniach rogów magnetycznych [14]. 4.2.3. 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

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. 4.3. Eksperymenty akceleratorowe z dług baz Eksperymenty akceleratorowe z dług baz polegaj na rejestrowaniu neutrin, które po przebyciu kilkuset kilometrów docieraj do detektora (Rys. 4.12.) 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 4.3.3.) i wizk Tokai Kamioka w Japonii. 34

Rys. 4.12. 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]. 4.3.1. 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. 4.3.2. 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. 4.13.). 30 Skrót od Main Injector Neutrino Oscillation Search 35

Rys. 4.13. 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. 4.3.3. 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

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. 4.14.). Rys. 4.14. 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. 4.15. W planach s te projekty zakładajce budow detektora, który mieciłby w sobie 100 kiloton ciekłego argonu. Rys. 4.15. Schemat detektora FLARE [15 b)] 37