Neutrina z supernowych

Zachowanie całkowitej liczby leptonowej? Czy neutrina są cząstkami Diraca czy Majorany? Poszukiwanie rozpadów 2βν 0 Mechanizmy nadawania cząstkom masy Pomiary mas neutrin Neutrina z supernowych Obserwacja neutrin z SN1987A Kolaps grawitacyjny Własności neutrin z kolapsu grawitacyjnego

Zależność spinowa słabych oddziaływań Widzieliśmy, że polaryzacja elektronów w rozpadach beta: f(0) f( π ) v P = = α f(0) + f( π ) c α = 1 dla leptonów α =+ 1 dla antyleptonów Inaczej możemy to wyrazić tak: że w oddz. słabym leptony emitowane są jako kombinacje liniowe stanów lewoskrętnych L i prawoskrętnych R. Czyli leptony będą wyemitowane w stanie R z prawdop. Wtedy polaryzację możemy wyrazić przez względną różnicę stanów L i R: NR NL P = = ρr ρl N + N L R a w stanie L z prawdop. ρ = R ρ = L N N L NL + N L NR + N R R

Zależność spinowa słabych oddziaływań - przypomnienie z wykładu 9 Czyli w oddz. słabych polaryzacja produkowanych (anty)leptonów jest : Ponieważ jednocześnie: więc: ρr 1 v = 1 α 2 + c P = ρ ρ v R ρl ρ R L + ρ = 1 L 1 v = 1 α 2 c tzn. leptony są produkowane w stanie L z prawd: antyleptony są produkowane w stanie P z prawd: Natomiast prawd. stanów z tzw. złą skrętnością jest: 1 v c m 2 2E 2 P = α α=-1 dla leptonów c α =+1dla antyleptonów ρ L ρ R 1 v v c = 1 1 2 + c 1 v v c = 1 1 2 + c tzn. w przypadku ultrarelat. leptony produkowane są LH a antyleptony RH

Neutrina Diraca czy Majorany? Zgodnie z r-niem Diraca każdy fermion można przedstawić jako: Oscylacje wykazały jednak, że neutrina są cząstkami masowymi, czyli jako cząstki Diraca możliwe są: e e e e L R L R ν L ν R ν L ν R Cząstkami Majorany są np. 0 Cząstkami Majorany nie mogą być żadne inne elementarne fermiony. π Ale bezmasowe (albo ultrarelat.) fermiony mają tylko składowe: W Modelu Standard. takie są neutrina. ν L 0 0 ν R Ale neutrina jako cząstki neutralne mogą mieć szczególną własność: ν ν Taką własność mają tzw. cząstki Majorany Możliwe jeśli liczba leptonowa L nie jest zachowana. Wtedy neutrina są tylko 2-składnikowymi obiektami: ν L ν R

Własności neutrin Majorany Jeśli neutrina są cząstkami Majorany to stany, które uważaliśmy dotąd za neutrino lub antyneutrino są odpowiednio lewo- lub prawoskrętnymi stanami tej samej cząstki. Możliwy jest wtedy tzw. bezneutrinowy podwójny rozpad beta. 2β2ν Zwykłe podwójne rozpady beta były obserwowane, np: 82 82 Se Kr + 2e + 2ν er tzn: 2n 2p+ 2e + 2ν er z czasem życia: 20 τ 10 lat 2β0ν Natomiast szukamy procesów: n p+ e + ν ν er ( ν ) er er + n p+ e efektywnie: 2n 2p+ 2e

Podwójne rozpady beta 2β2ν 2βν 0 n u d d u d u e ν e p n u d d u d u e p νe e n d u d u u ν ν p n d u ( AZ) AZ+ + e + ν ( ), (, 2) 2 2 e e u d u A, Z ( A, Z + 2) + 2e L = 0 L 0 p

Widmo energii elektronów z podwójnych rozpadów β ( AZ) AZ+ + e + ν ( ), (, 2) 2 2 e 2β2ν A, Z ( A, Z + 2) + 2e 2βν 0 2β2ν Prawdop. znacznie większe od prawd. 2βν 0 Ważna dobra rozdzielczość energetyczna

Dla jakich jąder może nastąpić podwójny rozpad β? Izobary o A=100 Izobary o A=96 ( ) ( AZ) AZ e ( ν ), (, 2) 2 2 e + + + ( ) + + + ( ) AZ, ( AZ, 1) e ν e AZ, ( AZ, + 1) + e + ν e AZ, + e ( AZ, 1) + ν e

Co można zmierzyć w eksperymentach 1 Prawd. = = GEZ (, ) M 0 T νββ 1/2 ν 2 eff ei i i χ = = m U me δ elementy macierzy mieszania neutrin ei 2β0ν? χ 2 2 fazy CP Majorany Gdzie GEZ (, ) 2 M czynnik kinematyczny czynnik jądrowy Czyli obserwacja rozpadów 2β0ν umożliwiłaby: stwierdzenie niezachowania liczby leptonowej L pomiar wartości mas neutrin (nie tylko różnic) stwierdzenie innego niż dla cząstek Diraca mechanizmu nadawania masy, właściwego cząstkom Majorany stwierdzenie dodatkowego mechanizmu łamania CP niezwykle ważny pomiar

Masa Diraca vs masa Majorany Mechanizm Higgsa: cząstki Higgsa H o spinie 0 wypełniają próżnię. Gdy jakaś cząstka napotyka na H zmienia swoją skrętność np. LH RH. W ten sposób cząstki stają się masowe. Im częściej oddz. z H, tym większa masa. bezmasowe neutrina neutrina Diraca Neutrina Majorany. Mechanizm huśtawki generacji masy. W zderzeniu z H powstaje bardzo ciężkie neutrino, ale tylko na czas a potem znów powstaje D. Kiełczewska, lekkie. Efektywna wykład 14 masa neutrina jest t Mc 2 m M 2

Poszukiwanie rozpadów 2β0ν τ 1/2 (U, Th) ~ 10 10 lat τ 1/2 (ββ(2ν)) ~ 10 20 lat τ 1/2 (ββ(0ν)) ~ 10 25-27 lat (b. rzadkie; problemy z tłem)

Hipotetyczna Heidelberg-Moscow obserwacja Experiment 2β0ν Detektor germanowy ze wzbogaconym: (86% in 76 Ge) tę linię autorzy przypisują 2βν 0 ale nie ma pewności czy nie pochodzi ona z domieszek

Eksperyment germanowy GERDA Aby sprawdzić kwestionowany wynik przygotowywany jest eksperyment GERDA (z udziałem grupy z UJ), w którym znacznie zmniejszone będzie tło. GERDA Phase I use existing 76 Ge (86 %) detectors of HD-M & IGEX

Detektor NEMO3 Z udziałem grup z Warszawy 20 sektorów Fréjus Underground Laboratory : 4800 m.w.e. 3 m źródło: 10 kg izotopów ββ cylindryczne folie, S = 20 m 2, 60 mg/cm 2 Detektor śladowy: drift wire chamber (6180 cells) Gas: He + 4% ethyl alcohol + 1% Ar + 0.1% H 2 O B (25 G) 4 m Kalorymetr: 1940 plastikowych scyntylatorów światło zbierane przez fotopowielacze Background: natural radioactivity, mainly 214 Bi et 208 Tl (γ 2.6 MeV) D. Kiełczewska, Radon, neutrons wykład 14 (n,γ), muons, ββ(2ν)

Przypadki 2βν 0 w Typical detektorze ββ2ν event observed NEMO3 from 100 Mo folia-źródło Side view Top view sygnał: 2 elektrony w przeciwnych kierunkach

Wyniki poszukiwań 2β0ν górne ograniczenia Germanium diode cal. Te0 2 cryo calorim. Xe TPC Isotope Experiment 48 Ca HEP Beijing >1.1x10 22* 23-50 76 Ge Heidelberg-Moscow >5.7x10 25 2-8 IGEX >0.8x10 25 82 Se Irvine >2.7x10 22 4-14 NEMO 2 >9.5x10 21 96 Zr NEMO 2 >1.3x10 21 100 Mo LBL >2.2x10 22* 3-111 UCI >2.6x10 21 Osaka 5.5x10 22 2 NEMO2 >5x10 21 130 Te Milano >1.4x10 23 2-5 136 Xe Caltech/PSI/Neuchatel >4.4x10 23 2-5 0νββ 1/2 ( yr) 150 Nd UCI >1.2x10 21 5-6 T m ν UL ( ev)

Jak zmierzyć masy neutrin? W reakcjach, w których występuje neutrino o zapachu α można w zasadzie mierzyc wielkość: 3 i= 1 2 2 i mα = Uαi m Trzeba jednak zrekonstruować bardzo precyzyjnie kinematykę reakcji. Dotychczas udało się jedynie wyznaczyć górne granice na masy. ν e 3 3 - : H He+e + ν m < 2.2eV e e ν + + µ π µ νµ mµ : + < 170keV - τ τ ντ π mτ ν : +5 < 18MeV Wobec wyników oscylacyjnych, z których znamy 2 2 ij mi mj = istotne jest wyznaczenie m e

Rozpad beta a masy neutrin Rozkład energii elektronów z rozpadu beta: 3 3 - H He+e +ν e E 0 = 18.6 kev T 1/2 = 12.3 y

Eksperyment KATRIN Przygotowywany eksperyment. Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment 3 3 - H He+e +ν e Spektrometr el-mgt. Pola tak ukształtowane aby zapewnić detekcję elektronów w całym kącie bryłowym, a następnie stosując metodę opóźniającego potencjału przefiltrować wszystkie elektrony powyżej pewnej energii. Oczekiwana czułość: m e > 0.2 ev

Budowa KATRIN Transport spektrometru w grudniu 2006

Różne metody pomiarów m ν Oscylacje neutrin δm ij 2 = m j 2 mi 2 2βν 0 2 mββ = Uei m 3 i= 1 i 3 3 - H He+e + ν e Kosmologia 3 m β = U 2 2 ei m i Σ=m 1 + m 2 + m 3 i=1 przyszły wykład

Zestaw informacji o masach neutrin quasi-degenerate mass hierarchy

Narodziny astrofizyki cząstek

Naturalne źródła neutrin jeśli w centrum Galaktyki

Supernova 1987A Luty 1984 8 marca, 1987 7 lat później.. zdjęcia z Hubble Space Telescope

SN1987A

SN 1987A Najlepiej zbadana supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana oddalona od Ziemi o 50 kpc, wybuch nastąpił 23.II.1987 r. Przewidywania teoretyczne zakładają, że w naszej Galaktyce powinniśmy obserwować 2-3 wybuchy supernowej na 100 lat Odnotowano jak dotąd jedynie 7 wybuchów widocznych gołym okiem.

Obserwacja neutrin z SN 1987A Detektor IMB Kamiokande Baksan LSD Location Ohio,US Japan Russia France (Mont Blanc) Detector type water Cerenkov liquid scintillator Detector mass 6800 2140 200 90 (tons) Threshold(MeV) 19 7.5 10 5 Number of events 8 11 5??? Time of 1st 7:35:41 7:35:35 7:36:12 2:52:37 event (UT) Absolute time 0.05 60 +2 0.002 accuracy (sec) -54

Detektor IMB

Obserwacja neutrin z SN 1987A wszystkie przypadki IMB po wyrzuceniu mionów atmosf. KAMIOKANDE czas uniwersalny UT neutrina przybyły 3-4 godz wcześniej niż światło

Obserwacja neutrin z SN 1987A Najbardziej prawdopodobne: + ν e + p e + n kąt względem kierunku od SN ale rozkład kątowy powinien być izotropowy. Fluktuacje statyst??

Los ciężkiej gwiazdy

Ewolucja gwiazd Mgławica międzyplanetarna Energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, kokon gazowo-pyłowy Czarny Karzeł Protogwiazda Rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel, ustala się równowaga hydrostatyczna. Gdy jądro składa się z żelaza następuje kolaps grawitacyjny SN Biały Karzeł Gwiazda Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie, zapalając wodór w otoczce. Wzrost wydzielania energii powoduje rozdęcie zewnętrznych warstw. Gwiazda Neutronowa Czarna Dziura M ~ M >> Duży, gęsty i chłodny (temp.~10 K) obłok Pojawia się samograwitujące zagęszczenie 10-100 mas słońca M ~ Czerwony Nadolbrzym Czerwony Olbrzym M ~ 8M Powiększenie powierzchni spadek temp W kurczącym się jądrze rośnie temperatura tworząc warunki do rozpoczęcia syntezy cięższych pierwiastków.

Droga do kolapsu grawitacyjnego Główne reakcje termojądrowe: Reakcja Temperatura zapłonu (miliony K) 4 1 H --> 4 He 10 3 4 He --> 8 Be + 4 He --> 12 C 100 12 C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne 600 20 Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si 1500 2 16 O --> 2 4 He + 24 Mg 4000 2 28 Si --> 56 Fe 6000 Gdy masa rdzenia żelazowego przekroczy 1.4 masy Słońca nastepuje kolaps.

Kolaps grawitacyjny inicjujący supernową

Detekcja neutrin SN neutrina prompt e + p ν + n e neutrina termiczne e e Z + 0 + νe+ e µ µ τ ν ν + ν ν + ν τ W wodzie i scyntylatorze największy ν przekrój czynny na reakcję: e + p n+ e Energia pozytronów bliska energii neutrin +

Neutrina z SN 1987A- wyniki Eksperyment: IMB Kamiokande Temperatura (MeV) Strumień (x 10 10 cm -2 ) Średnia energia (MeV) 4.2 + 2.6 + 1.0 0.8 0.7 0.5 0.79± 0.28 1.98± 0.60 13.2 8.2 + 3.1 + 2.2 2.5 1.7 Całkowita energia (x10 52 ergs) ν e Całkowita energia wydzielona (x10 53 ergs) 4.8 ± 1.7 7.8 ± 2.4 2. 9 ± 1.0 4.7 ± 1.5 Czyli blisko całej dostępnej energii równej energii wiązania gwiazdy neutronowej powstałej z kolapsu. Światło wynosi zaledwie 0.01% energii.

Czego dowiedzieliśmy się o ν e z SN1987A? Czas życia τ > 5 5 10 ( mν / ev) s Masa m( ν ) < 11 e ev m 2 = 19.4 δ t 1 1 D E E 2 2 1 2 Moment magnetyczny Ładunek elektryczny Dla dwóch zdarzeń o energiach E 1, E 2 (MeV) oraz różnicy czasu przyjścia δt (sec), D w kpc 11 µ ( ν e) < 0.8 10 µ B Q Q ν e < 1 10 17 Potwierdził się model powstawania gwiazd neutronowych.

Przewidywany sygnał z przyszłych SN w Super-Kamiokande: Andromeda M31 Np. dla SN w centrum Galaktyki: 7300 oddz. ν + p e + n 300 oddz. ν + e ν + e 100 oddz. ν e e 16 + + O e + X Być może uda się zbadać własności również innych neutrin. Neutrina z SN są juz w drodze

Podsumowanie W ostatnich latach fizyka cząstek spotyka się z fizyką kosmosu: Pole Higgsa wypełnia Wszechświat i oddziałując z cząstkami nadaje im masy. Badając rozpady 2βν 0 możemy stwierdzić a) jaki jest mechanizm nadawania neutrinom masy b) czy zachowana jest liczba leptonowa L c) łamanie CP w sektorze leptonowym Te informacje mogą wyjaśnić asymetrię barionową we Wszechświecie