Złapa´c nieuchwytne...

Złapać nieuchwytne...
czyli o astronomii neutrinowej
Andrzej Pigulski
– p. 1/39

Nośniki informacji w Kosmosie
• Promieniowanie elektromagnetyczne
– p. 2/39

Nośniki informacji w Kosmosie
• Promieniowanie elektromagnetyczne
• Meteoryty, próbki skał
– p. 2/39

Nośniki informacji w Kosmosie
• Promieniowanie elektromagnetyczne
• Meteoryty, próbki skał
• Promieniowanie kosmiczne
– p. 2/39

Nośniki informacji w Kosmosie
• Promieniowanie elektromagnetyczne
• Meteoryty, próbki skał
• Promieniowanie kosmiczne
• Neutrina
– p. 2/39

Nośniki informacji w Kosmosie
• Promieniowanie elektromagnetyczne
• Meteoryty, próbki skał
• Promieniowanie kosmiczne
• Neutrina
• Fale grawitacyjne
– p. 2/39

Budowa materii
– p. 3/39

Budowa materii
– p. 3/39

Budowa materii
– p. 3/39

Budowa materii - hadrony
Czastki ˛ złożone z kwarków to hadrony. Sa˛
dwa
rodzaje hadronów:
– p. 4/39

Budowa materii - hadrony
Czastki ˛ złożone z kwarków to hadrony. Sa˛
dwa
rodzaje hadronów:
• bariony złożone z 3 kwarków, np. proton (uud) i
neutron (udd)
– p. 4/39

Budowa materii - hadrony
Czastki ˛ złożone z kwarków to hadrony. Sa˛
dwa
rodzaje hadronów:
• bariony złożone z 3 kwarków, np. proton (uud) i
neutron (udd)
• mezony złożone z 1 kwarka i 1 antykwarka,
np. pion π + (u¯d).
– p. 4/39

Budowa materii - kwarki
– p. 5/39

Budowa materii - leptony
– p. 6/39

Budowa materii - generacje
– p. 7/39

Budowa materii - cząstki elementarne
– p. 8/39

Fermiony
– p. 9/39

Oddziaływania
– p. 10/39

Model standardowy
Model standardowy to teoria fizyczna, która
opisuje setki znanych czastek ˛ ”elementarnych”
oraz oddziaływania między nimi jedynie za
pomoca:
˛
• 6 kwarków,
• 6 leptonów,
• czastek ˛ przenoszacych ˛ oddziaływanie (foton,
gluon).
– p. 11/39

Rozpad β
– p. 12/39

Rozpad β
– p. 12/39

Rozpad β
– p. 12/39

Rozpad β
– p. 12/39

Rozpad β
– p. 12/39

Neutrino wchodzi na scenę
1930 — Wolfgang Pauli
– p. 13/39

Neutrino nazwane
1933 — Enrico Fermi
n −→ p + + e − + ˜ν e
– p. 14/39

Odkrycie neutrina
1953-1955 Frederick Reines, Clyde Cowan
Źródło neutrin: reaktory atomowe Hanford (Waszyngton), potem Savannah River
(Płd. Karolina)
– p. 15/39

Odkrycie neutrina — c.d.
– p. 16/39

Odkrycie neutrina — c.d.
˜ν e + p + −→ n + e +
n + Cd −→ 3γ
e + + e − −→ 2γ
1956 Ogłoszenie detekcji neutrina
1995 Nagroda Nobla dla Reinesa i Martina Perla
(dla tego drugiego za odkrycie leptonu τ w roku 1976)
– p. 17/39

Źródła neutrin
Sztuczne: reaktory jadrowe ˛ (5 × 10 20 neutrin na
sekundę) i ...
– p. 18/39

Źródła neutrin — c.d.
Słońce (2 × 10 38 )!!!
– p. 19/39

Źródła neutrin — c.d.
• Ziemia (pierwiastki promieniotwórcze).
• Promieniowanie kosmiczne (neutrina atmosferyczne).
• Wielki Wybuch: O bardzo małej energii (0.0004 eV),
ale bardzo liczne (330 na cm 3 ).
• Supernowe, złaczenie ˛ się gwiazd neutronowych.
• My sami!!!
(20 g potasu 40 K, radioaktywność β, 340 mln neutrin dziennie)
– p. 20/39

Źródła neutrin — c.d.
– p. 21/39

Liczba neutrin
Przez każdy cm 2 powierzchni naszego ciała
przechodzi w ciagu ˛ sekundy:
• 60 mld neutrin pochodz ˛ acych ze Słońca,
• 80 mln neutrin z rozpadu pierwiastków w skorupie ziemskiej,
• 15–150 mln neutrin ze wszystkich reaktorów atomowych.
– p. 22/39

Liczba neutrin
Przez każdy cm 2 powierzchni naszego ciała
przechodzi w ciagu ˛ sekundy:
• 60 mld neutrin pochodzacych ˛ ze Słońca,
• 80 mln neutrin z rozpadu pierwiastków w skorupie ziemskiej,
• 15–150 mln neutrin ze wszystkich reaktorów atomowych.
I co ???!!!
– p. 22/39

Liczba neutrin
Przez każdy cm 2 powierzchni naszego ciała
przechodzi w ciagu ˛ sekundy:
• 60 mld neutrin pochodzacych ˛ ze Słońca,
• 80 mln neutrin z rozpadu pierwiastków w skorupie ziemskiej,
• 15–150 mln neutrin ze wszystkich reaktorów atomowych.
I co ???!!!
I nic, bo....
– p. 22/39

Liczba neutrin
Przez każdy cm 2 powierzchni naszego ciała
przechodzi w ciagu ˛ sekundy:
• 60 mld neutrin pochodzacych ˛ ze Słońca,
• 80 mln neutrin z rozpadu pierwiastków w skorupie ziemskiej,
• 15–150 mln neutrin ze wszystkich reaktorów atomowych.
I co ???!!!
I nic, bo....
neutrina sa˛
niesłychanie przenikliwe!!!
– p. 22/39

Liczba neutrin
Przez każdy cm 2 powierzchni naszego ciała
przechodzi w ciagu ˛ sekundy:
• 60 mld neutrin pochodzacych ˛ ze Słońca,
• 80 mln neutrin z rozpadu pierwiastków w skorupie ziemskiej,
• 15–150 mln neutrin ze wszystkich reaktorów atomowych.
I co ???!!!
I nic, bo....
neutrina sa˛
niesłychanie przenikliwe!!!
– p. 22/39

Liczba neutrin
Przez każdy cm 2 powierzchni naszego ciała
przechodzi w ciagu ˛ sekundy:
• 60 mld neutrin pochodzacych ˛ ze Słońca,
• 80 mln neutrin z rozpadu pierwiastków w skorupie ziemskiej,
• 15–150 mln neutrin ze wszystkich reaktorów atomowych.
I co ???!!!
I nic, bo....
neutrina sa˛
niesłychanie przenikliwe!!!
– p. 22/39

Liczba neutrin
Przez każdy cm 2 powierzchni naszego ciała
przechodzi w ciagu ˛ sekundy:
• 60 mld neutrin pochodzacych ˛ ze Słońca,
• 80 mln neutrin z rozpadu pierwiastków w skorupie ziemskiej,
• 15–150 mln neutrin ze wszystkich reaktorów atomowych.
I co ???!!!
I nic, bo....
neutrina sa˛
niesłychanie przenikliwe!!!
– p. 22/39

Przenikliwość neutrin
• Bez przeszkód opuszczaja˛
Słońce (2 sekundy, foton —
1 mln lat).
– p. 23/39

Przenikliwość neutrin
• Bez przeszkód opuszczaja˛
Słońce (2 sekundy, foton —
1 mln lat).
• Aby je zatrzymać potrzeba warstwy materii o grubości
kilku lat świetlnych.
– p. 23/39

Przenikliwość neutrin
• Bez przeszkód opuszczaja˛
Słońce (2 sekundy, foton —
1 mln lat).
• Aby je zatrzymać potrzeba warstwy materii o grubości
kilku lat świetlnych.
• Ile neutrin wychwytuje każdy z nas?
– p. 23/39

Przenikliwość neutrin
• Bez przeszkód opuszczaja˛
Słońce (2 sekundy, foton —
1 mln lat).
• Aby je zatrzymać potrzeba warstwy materii o grubości
kilku lat świetlnych.
• Ile neutrin wychwytuje każdy z nas?
1, 2, góra 3...
– p. 23/39

Przenikliwość neutrin
• Bez przeszkód opuszczaja˛
Słońce (2 sekundy, foton —
1 mln lat).
• Aby je zatrzymać potrzeba warstwy materii o grubości
kilku lat świetlnych.
• Ile neutrin wychwytuje każdy z nas?
1, 2, góra 3...
• Cała nadzieja w wielkiej ich liczbie !!!
– p. 23/39

Metody detekcji
• Metoda radiochemiczna
Odwrotna przemiana β:
ν e + n −→ p + + e − – p. 24/39

Metody detekcji
• Metoda radiochemiczna
Odwrotna przemiana β:
ν e + n −→ p + + e −
• Detekcja promieniowania Czerenkowa
– p. 24/39

Metoda radiochemiczna
ν e + n −→ p + + e −
Przykłady wykorzystania:
ν e + 37 Cl −→ 37 Ar + e −
ν e + 71 Ga −→ 71 Ge + e −
Reakcja z 37 Cl: minimalna energia 0,81 MeV
Reakcja z 71 Ga: minimalna energia 0,23 MeV
Wynik: Liczba reagujacych ˛ czastek. ˛ Nie ma informacji o ich energii, dokładnym czasie
zjawiska i kierunku. Tylko neutrina elektronowe!
– p. 25/39

Promieniowanie Czerenkowa
1958 Paweł Czerenkow, I.Frank, I.Tamm
promieniowanie Czerenkowa — promieniowanie wysyłane przez czastkę ˛ naładowana,
˛
poruszajac ˛ a˛
się z prędkościa, ˛ która jest większa od prędkości światła w tym ośrodku.
– p. 26/39

Następne nagrody Nobla
1962 Leon Lederman, Mel Schwartz, Jack Steinberger —
odkrycie neutrino mionowego. 1987
1965 Reines ze współpracownikami rejestruje pierwsze naturalne neutrino (kopalnia
złota w Afryce Południowej)
– p. 27/39

Detektor Homestake
Detektor Homestake (USA), nieczynna kopalnia złota, 1,5 km pod powierzchnia˛
Ziemi:
615 ton C 2 Cl 4 (środek czyszczacy ˛ używany w pralniach), 2,16 × 10 30 atomów chloru.
Efekt: jedno zjawisko co 50 godzin!, 1968 — detekcja neutrin słonecznych.
2002 Raymond Davis Jr.
– p. 28/39

Detektory neutrin kosmicznych
• Podziemne: Fermilab, SNO, FREJUS,
HELLAZ, NOE, BOREXINO, DAMA,
GALLEX, ICARUS, LVD, MACRO,
Homestake, IMB, SAGE, SOUDAN-2,
SuperKamiokande
– p. 29/39

Detektory neutrin kosmicznych
• Podziemne: Fermilab, SNO, FREJUS,
HELLAZ, NOE, BOREXINO, DAMA,
GALLEX, ICARUS, LVD, MACRO,
Homestake, IMB, SAGE, SOUDAN-2,
SuperKamiokande
• Podwodne: NESTOR, BAIKAL, DUMAND
– p. 29/39

Detektory neutrin kosmicznych
• Podziemne: Fermilab, SNO, FREJUS,
HELLAZ, NOE, BOREXINO, DAMA,
GALLEX, ICARUS, LVD, MACRO,
Homestake, IMB, SAGE, SOUDAN-2,
SuperKamiokande
• Podwodne: NESTOR, BAIKAL, DUMAND
• Pod lodem: AMANDA, RAND
– p. 29/39

Neutrina słoneczne
pp 1 H + 1 H −→ 2 D + e + + ν e 0–0,4 MeV
7 Be 7 Be + e + −→ 7 Li + ν e 0,86 + 0,38 MeV
8 B 8 B −→ 8 Be + e + + ν e 0–15 MeV
pep p + + e − + p + −→ 2 D + ν e 1.5 MeV
hep 3 He + p + −→ 4 He + e + + ν e 0.5–20 MeV
– p. 30/39

Neutrinowe zdjęcie Słońca
– p. 31/39

Problem niedoboru neutrin słonecznych
– p. 32/39

Problem niedoboru neutrin słonecznych – c.d.
– p. 33/39

Oscylacje neutrin?
Przewidziane w roku 1957 przez Bruno Pontecorvo.
Polegaja˛
na zmianie jednej postaci neutrina w druga.
˛
Jak to sprawdzić?
– p. 34/39

Czy to prawda?
ν e + 2 D −→ p + + p + + e −
ν e,µ,τ + 2 D −→ p + + n + ν
Sudbury Neutrino Observatory
– p. 35/39

Neutrina z SN1987A
– p. 36/39

Masa neutrin
Neutrino(-a) ma(-ja) ˛ masę
Trzeba ja˛
uwzględnić w bilansie ewolucji
Wszechświata, choć...
nie rozwiazuje ˛ to zagadki ciemnej materii
– p. 37/39

Kamiokande
2002 Masatoshi Koshiba
– p. 38/39

Artykuły popularne
• T.Jarzębowski — Astronomia neutrinowa —
Urania-Postępy Astronomii, nr 2/2003, str.52
• A.B.McDonald, J.R.Klein, D.L.Wark — Zagadka
neutrin słonecznych rozwiazana ֒
— Świat Nauki, nr
5/2003, str.22.
– p. 39/39