Konferencja NEUTRINO 01 s e i n a d z o w a r p Justyna Łagoda NCBJ
5. International Conference on Neutrino Physics and Astrophysics najważniejsza z konferencji dotyczących neutrin program: Neutrina reaktorowe Neutrina słoneczne i geoneutrina Neutrina atmosferyczne i akceleratorowe Prędkość neutrin Kosmologia i astrofizyka Anomalie neutrina sterylne? Podwójny bezneutrinowy rozpad beta i pomiary mas neutrin Wiązki i detektory dla przyszłych eksperymentów Ciemna materia Pomiary przekrojów czynnych Pomiary produkcji hadronów Prezentacje teoretyczne
Jeszcze o konferencji 63 uczestników 64 prezentacje (4: Europa, 3: USA+Kanada, 17: Azja) 61 plakatów bogaty program poboczny Przyjęcie powitalne i krótki koncert 4.06 Bankiet w miasteczku filmowym 6.06 Wycieczki (dzień wolny) 7.06 Występ gejsz i wykład publiczny 7.06 3
Neutrina reaktorowe 4
O neutrinach reaktorowych antyneutrina elektronowe powstają w rozpadach produktów rozszczepienia uranu i plutonu (średnio 6 rozpadów beta na rozszczepienie), ok. *100 neutrin/gw s ewolucja strumienia w czasie (wskutek zmiany składu izotopowego rdzenia reaktora) możliwość monitorowania pracy reaktorów energie rzędu MeV oscylacje tylko pomiary zanikania (disappearance) Δ m 31 L Δ m1 L P ee=1 sin θ 13 sin ( ) cos 4 θ13 sin θ1 sin ( ) 4 Eν 4 Eν Δ m3 L Δ m 31 L P ee=1 sin θ1 sin θ 13 sin ( ) cos θ1 sin θ13 sin ( ) 4 Eν 4 Eν 4 Δ m 1 L cos θ 13 sin θ 1 sin ( ) 4 Eν sinθ1 (1-%), hierarchia mas K.Heeger 5
O neutrinach reaktorowych antyneutrina elektronowe powstają w rozpadach produktów rozszczepienia uranu i plutonu (średnio 6 rozpadów beta na rozszczepienie), ok. *100 neutrin/gw s ewolucja strumienia w czasie (wskutek zmiany składu izotopowego rdzenia reaktora) możliwość monitorowania pracy reaktorów energie rzędu MeV oscylacje tylko pomiary zanikania (disappearance) Δ m 31 L Δ m1 L P ee=1 sin θ 13 sin ( ) cos 4 θ13 sin θ1 sin ( ) 4 Eν 4 Eν Δ m3 L Δ m 31 L P ee=1 sin θ1 sin θ 13 sin ( ) cos θ1 sin θ13 sin ( ) 4 Eν 4 Eν 4 Δ m 1 L cos θ 13 sin θ 1 sin ( ) 4 Eν sinθ1 (1-%), hierarchia mas K.Heeger 6
Eksperymenty mierzące θ13 metoda detekcji odwrotny rozpad beta νe + p e+ + n ciekły scyntylator z dodatkiem gadolinu (do wychwytu neutronów) sygnał: koincydencja 1MeV+8MeV w czasie 8-30μs tło: koincydencje przypadkowe, szybkie neutrony (rozproszenie i wychwyt), rozpad beta-n litu 9 i helu 8 (produkowanych przez miony kosmiczne w procesie spallacji) Double Chooz RENO Daya Bay reaktory (po 4.7GW) 6 (w linii prostej) +4 (razem 17.4 GW) detektory 1(+1 w 013) 1+1 3+3 masa (target) 8.t (+8.t) *16.5t 10t (razem) Okres zbierania danych 7.9 dni (pierwszy wynik po 96.8 dniach) 8 dni (11.08.0115.03.01) 4.1.011-11.05.01 (pierwszy wynik do 17.0) Liczba przypadków 849 154088 w bliskim, 1710 w dalekim po ok. 70000 w bliskich, 10000 w dalekich Odległości (400m) 90m 363-481-56m 1050m 1380m 1615-1985m 7
Double Chooz Pierwszy wynik: listopad 011 wskazanie na niezerowy θ13 (94% CL) w połączeniu z TK i MINOSem: 3σ Francja, Ardeny M.Ishitsuka 8
Double Chooz Pierwszy wynik: listopad 011 wskazanie na niezerowy θ13 (94% CL) w połączeniu z TK i MINOSem: 3σ Francja, Ardeny M.Ishitsuka 9
M.Ishitsuka 10
RENO Korea Płd. wynik opublikowany kwietnia S-B.Kim 11
Analiza oparta tylko na liczbie przypadków Analiza kształtu widma w przygotowaniu S-B.Kim 1
Daya Bay Chiny D.Dwyer seminarium 5.05.01 P.Przewłocki na konferencji ponad.5 raza więcej danych 13
D.Dwyer Najbardziej precyzyjny pomiar 14
Zastosowania praktyczne P [GW ] M [tona ] n ν [dzień] 5000 ( L[10m ]) F.Suekane 15
Zastosowania praktyczne Sprawdzone dla detektora 0.64t (scyntylator+gadolin) odległość 5m od rdzenia (SONGS1, San Onofre, USA) P [GW ] M [tona ] n ν [dzień] 5000 ( L[10m ]) F.Suekane 16
Wykrywanie reaktorów 17
Wykrywanie próbnych wybuchów? n ν 10 3 P [kt ] M [tona] (L[100km ]) W detektorze KamLAND próbny wybuch jądrowy w Korei Północnej (4 kilotony) dałby sygnał... 10-5 przypadków 18
19
Neutrina słoneczne 6 czerwca przejście Wenus na tle tarczy Słońca (ostatnie w tym stuleciu, następne dopiero 11 grudnia 117 roku) (autor nieznany, zdjęcie przysłane przez organizatorów konferencji) 0
Neutrina słoneczne powstają jako produkt uboczny nukleosyntezy na Słońcu deficyt neutrin słonecznych był pierwszym sygnałem, że coś dzieje się z neutrinami podczas propagacji A.McDonald M.Pallavinci 1
Borexino detekcja: rozpraszanie elastyczne na elektronach ν + e- ν + e- światło scyntylacyjne wykrywane przez fotopowielacze liczba fotonów energia przypadku czas przelotu pozycja przypadku w detektorze kształt impulsu separacja α/β, β+/β- (eliminacja tła od zanieczyszczeń promieniotwórczych) M.Pallavinci 78 ton bardzo czystego scyntylatora promień 4.35 m
po raz pierwszy raportowane w 010 C11 pep CNO 3
Wykrycie neutrin pep słaby sygnał tło od węgla-11 koincydencje czasowe (TFC) separacja β+/β- na podstawie kształtu sygnału M.Pallavinci Boosted Decision Tree używane do selekcji CNO 4
Strumień neutrin CNO jest powiązany z metalicznością Słońca (zawartością pierwiastków cięższych) M.Pallavinci 5
Wyniki Borexino pomiar neutrin berylowych (5%) wykrycie neutrin pep i limit na neutrina CNO brak asymetrii dzień/noc dla neutrin berylowych wyklucza rozwiązanie LOW Super-K również zmierzyło asymetrię zgodną z zerem (.3σ) -4.0 ± 1.3 (stat) ± 0.8 (syst) W planach: - próba detekcji neutrin pp 6
Wyniki Borexino pomiar neutrin berylowych (5%) wykrycie neutrin pep i limit na neutrina CNO brak asymetrii dzień/noc dla neutrin berylowych wyklucza rozwiązanie LOW Super-K również zmierzyło asymetrię zgodną z zerem (.3σ) -4.0 ± 1.3 (stat) ± 0.8 (syst) W planach: - próba detekcji neutrin pp 7
maksymalne mieszanie? Eksperymenty z długą bazą ν ν3 ν ν1 ν3 ν ν3 ν ν1 8
Neutrina akceleratorowe π, K Rozpady K i μ neutrina p tarcza & rogi rura rozpadowa beam dump 0 neutrina mionowe z rozpadu pionów Super-K.5 118 m µ monitor ND80 off-axis INGRID~80 m on-axis domieszka elektronowych z rozpadu kaonów i mionów dostępne różne energie i szerokości widma niepewności związane z symulacją wiązki TK MINOS CNGS baza 95 km 735 km 73 km energia 0.6 GeV (pik) 3 GeV (pik) 17 GeV (średnia) Detektor bliski wielozadaniowy 980t, żelazo+scyntylator - Detektor daleki kt (FV), wodny czerenkowski 4.5kt, żelazo+scyntylator - 150 t, emulsje+scyntylatory - 476 t, ciekły argon Inne cechy off-axis Justyna Łagoda, polencbj magnetyczne 9
TK w 011 13 czerwca 011 pierwsze doniesienie o zaobserwowaniu oscylacji νμ νe Obserwacja 6 przypadków przy spodziewanym tle 1.5±0.3 (.5σ) wskazanie na niezerową wartość 0.03 (0.04)< sinθ13 < 0.8 (0.34) zbieranie danych przerwane na niemal rok z powodu trzęsienia ziemi 11.03.011 seminarium 14.10.011 J.Łagoda Best fit: 0.11 3% szans na taką konfigurację w R 30
TK w 01 powtórne uruchomienie eksperymentu nowe dane zbierane w 01 (run3) statystyka niemal podwojona M C E x p e c t a t io n w / s in θ 1 3 = 0.1 R U N 1++3. 5 5 6 1 0 0 P O T D a ta S ig n a l νμ νe e -lik e 19 8.7 0 1 3. 3.3 0 4.0 7 6.8 6 18 8.5 0 1 1.4 7 1.4 9 4.0 3 5.9 4 N o d e c a y -e 13 7.3 1 8.5 6 0. 8 3.1 9 5.0 9 P O L fit m a s s 10 6.8 3.6 7 0.0 7. 1 1.3 9 E νre c < 1 5 0 M e V (M C s in θ 13= 0 c a s e ) 10 6.6 1.4 7 0.0 5 1.3 6 1.0 6 (0.1 5 ) (.5 8 ) (0.0 5 ) ( 1.4 7 ) (1.0 6 ) 6 0.7 1.0 0.0 0.0 0.9 E v is > 100M ev E ffic ie n c y [% ] B G to ta l C C (νμ+ νμ) C C (νe+ νe) N C 31
θ13 w TK prawdopodobieństwo obserwacji 10 lub więcej przypadków przy spodziewanym tle.73±0.37 wynosi 0.08% (3.σ) istnienie oscylacji νμ νe zostało potwierdzone Best fit: analiza prowadzona trzema metodami, używającymi tylko liczby przypadków liczby przypadków i rozkładu zrekonstruowanej energii neutrin liczby przypadków, pędu i kąta elektronu 0.104 +0.060-0.045 0.036 < sinθ13 < 0.1 (90%CL) 3
MINOS NEUTRINO 010 wyniki oscylacji antyneutrin rozróżnienie neutrin i antyneutrin przypadek po przypadku NEUTRINO 01 neutrina atmosferyczne: 37.9 kton*rok wiązka neutrin: 10.71*100 POT wiązka antyneutrin: 3.36*10 0 POT zanik neutrin mionowych pojawianie się neutrin elektronowych 33
R.Nichol 34
dla danych z wiązki +0.11 3 Δ m =.41 0.10 10 ev +0.04 sin θ=0.94 0.05 +0.8 Δ m =.64 0.7 10 3 ev sin θ >0.78(90 %CL) dla wszystkich danych 35
R.Nichol 36
Wyniki MINOSa najbardziej precyzyjny pomiar Δm3, dane dla zaniku neutrin mionowych wskazują na nie maksymalne mieszanie zgodne wyniki dla neutrin i antyneutrin pomiar sinθ13 wiązka jest teraz ulepszana i zacznie działać w 013 37
OPERA poszukiwanie neutrin taonowych Δ m3 L P (ν μ ν τ ) sin θ 3 sin ( ) 0.017 4 Eν tarcza: emulsje jądrowe przekładane ołowiem, scyntylatory spektrometr mionowy M.Nakamura 38
Wyniki poszukiwania neutrin taonowych OPERA NEUTRINO 010 NEUTRINO 01 SuperKamiokande neutrina atmosferyczne przypadki wieloringowe nadwyżka przypadków tau-podobnych idących z dołu 3.8σ 39
Prędkość neutrin > c 40
Źródła problemu OPERY M.Dracos złe połączenie włókna optycznego z głównym zegarem czas oczekiwania na przybycie neutrin wydłużony o ~74ns złe taktowanie wewnętrznego głównego zegara (zamiast 10ns 9.99999877ns) skrócony czas oczekiwania o ~15ns 41
Źródła problemu OPERY M.Dracos złe połączenie włókna optycznego z głównym zegarem czas oczekiwania na przybycie neutrin wydłużony o ~74ns złe taktowanie wewnętrznego głównego zegara (zamiast 10ns 9.99999877ns) skrócony czas oczekiwania o ~15ns 4
Prędkość neutrin δ t=tof ν TOT c [ns ] OPERA powtórna analiza danych 009-011 +pozostałe detektory wiązka o krótkich impulsach (-3ns).10-6.11.011 10-4.05.01 LNGS OPERA 009-011 1.6±1.1+6.1-3.7 Borexino -.9±7±6.7±1.±3 ICARUS 0.3±4.9±9.0 5.1±1.1±5.5 LVD.3±5.3 01-1 -11.4±11.±9.9±0.6±3.0 01 - -18±11±9 P.Adamson 007-16±3±64 MINOS 6 grudnia 14 grudnia V 01 1.9±3.7+9.-6.8 MINOS -6.5±7.4+9.-6.8 X-XI 011 S.Bertolucci długość impulsu 1ns ulepszenie aparatury w lutym 01 dane zbierane do 1.05.01 metody analizy (v-c)/c=(1. ± 0. ± 1.)*10-6 (LVD) 43
Ultra wysokie energie detektory fluorescencji detektor naturalny detektory powierzchniowe 44
Neutrina o ultra wysokich energiach przewidywania strumienia oparte na obserwacjach promieniowania kosmicznego neutrina z błysków gamma neutrina kosmogeniczne (GZK) aktywne jądra galaktyk supernowe źródła egzotyczne (modele top-down) >1PeV obserwacje naturalne detektory: lód/woda, obserwacja promieniowania Czerenkowa detektory wielkopowierzchniowe obserwacja głębokich pęków atmosferycznych (oraz fluorescencji) inne (JEM-EUSO, radiowe itp.) 45 rozmiar Auger
A.Ishihara W zakresie energii PeV spodziewane są też: neutrina atmosferyczne konwencjonalne oraz prompt (z rozpadu ciężkich mezonów, dotąd nie obserwowane) 46
A.Ishihara 47
Kosmologia i astrofizyka A.Ishihara selekcja oparta na liczbie fotoelektronówjustyna oraz kierunku Łagoda, NCBJ 48
Wyniki IceCube energia szacowana na 1-10 PeV najwyższa zaobserwowana! pochodzenie? kosmogeniczne, atmosferyczne (konwencjonalne lub prompt, pochodzące z kosmicznego akceleratora ) 49
Neutrina sterylne? 50
Anomalie LSND nadwyżka νe w wiązce νμ (3.8σ) i słabszy efekt dla neutrin oscylacje z Δm~1eV? 010 MiniBoone brak efektu dla antyneutrin (1.3σ) ale obserwowano nadwyżkę dla neutrin (3σ), dla nieco innego L/E (E<475MeV) K.Heeger anomalia reaktorowa (3σ) anomalia galowa zbyt mały mierzony strumień źródła kalibracyjnego (.7σ) wyniki WMAP liczba lekkich neutrin 4.34±0.87 (σ, zależy od modelu) 51
Nowe wyniki MiniBoone pomiary domieszek w wiązce: neutrin w wiązce antyneutrin i pierwotnych neutrin elektronowych podwojenie statystyki dla antyneutrin C.Polly największy efekt w obszarze 00-475 MeV (duże tło od π0) nadwyżki neutrin 3.0σ, antyneutrin.5σ, łącznie 3.8σ oscylacje? tło? inne zjawisko? w rekonstrukcji energii zakłada się proces QE, jeśli w reakcji biorą udział dodatkowe cząstki, to zrekonstruowana energia będzie zaniżona mechanizm MEC (meson exchange current) z emisją kilku protonów? mógłby też tłumaczyć wyższy niż spodziewany przekrój na CCQE zmierzony w MiniBoone 5
Anomalia reaktorowa nowe obliczenia przewidywanego strumienia (011) przesunięcie przewidywań o 3% w górę efekt jądrowy, problem z normalizacją czy oscylacje na krótkiej bazie (1-10m?) jeśli to oscylacje, to Δm ~1eV sinθ>10-3 Δmsol θ1 Δmatm, θ13 53
54
55
K.Nishikawa 56
O planach na przyszłość słyszeliśmy tydzień temu Justyna Łagoda, NCBJ 57
Podsumowanie Japońskie konferencje: Sendai, 1986 anomalie w neutrinach atmosferycznych (Kamiokande i IMB) Takayama, 1998 odkrycie oscylacji neutrin atmosferycznych Kioto, 01 pomiar kąta θ13 014 Boston, -7.06 016 Londyn, lipiec 018 - Heidelberg 00? Chicago, Seul, Minneapolis... 030 setna rocznica urodzin koncepcji Pauliego Zurych? 58
Backup slides 59
A.Ishihara 60
Masy neutrin oscylacje neutrin (różnice kwadratów, dolne ograniczenie) pomiar widma elektronów w rozpadzie trytu 1 3 m β =[c 13 c 1 m1 + c13 s1 m + s13 m ] podwójny bezneutrinowy rozpad beta (zależny od modelu) mββ = c 13 c 1 m1 + c13 s 1 m e i φ + s 13 m3 e i φ 3 ograniczenie kosmologiczne (zależne od modelu) Σ m< 0.3eV przygotowywane eksperymenty: start 015 KATRIN (spektrometr, rozpadu trytu), MARE, ECHO (bolometr, rozpad renu, holmu), Project 8 (częstość cyklotronowa, rozpad kryptonu) 61
Podwójny bezneutrinowy rozpad beta Ograniczenia: KamLand ZEN: ksenon 136, 38.6 kg*rok: τ >6.*104 lat, m<60-540mev (90%CL) EXO: ksenon 136, 3,5 kg*rok: 5 przypadków przy spodziewanym tle 7.5, τ >1.6*105 lat, m<140-80mev (90%CL) 6