cząstki, które trudno złapać

neutrino.fuw.edu.pl
  • No tags were found...

cząstki, które trudno złapać

NEUTRINAcząstki, które trudno złapaćJustyna Łagoda


Plan➔Historia➔Jak wykrywać neutrina?➔Źródła neutrin➔Oscylacje neutrin➔Eksperymenty neutrinowe „z długąbazą”➔udział grup polskich➔Co dalej?Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 2


HistoriaJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 3


Historia neutrin (I) – rozpad α➔cząstki α mają jednakową energię– zgodne z zasadami zachowaniaenergii i pęduAm Np 95 93przedpop Np=p E Am=m Amc 2 =E NpE 2E = m Amc 4 2m c 4 2−m Np2 m Amc 2c 4Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 4


Historia neutrin (II) – rozpad β➔cząstki β maja różne energie!!!Czy w przemianie β energia niejest zachowana???Rh Pd 45 46???Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 5


Historia neutrin (II)➔wierzymy, że zasada zachowania energii jest słusznaale...➔jeśli energia jest zachowana, to gdzie się podziewa?➔1930: propozycja Pauliego: załóżmy, że brakująca energiai pęd są wynoszone przez bezmasową neutralną cząstkę,która nie oddziałuje (lub słabo oddziałuje) z otoczeniem➔brak ładunku i słabe oddziaływanie z materią tłumaczy,dlaczego nie widać jej w rozpadach➔Pauli nazwał ją neutronem, ale Fermi zdrobnił nazwę naNEUTRINO i stworzył teorię rozpadu β (1933)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 6


Odkrycie neutrin (I)➔jeśli zachodzi rozpad β, to powinna zachodzić też reakcjazwana „odwrotnym rozpadem β”➔detektor: zbiornik wody z rozpuszczonym chlorkiemkadmu (CdCl 2)p n e ➔powstały pozyton anihiluje - rejestrujemy błysk światła➔neutron jest wychwycony przez jądro kadmu, którerozpada się przez rozpad γ – rejestrujemy drugi błysk,nieco opóźniony względem pierwszego➔dostarczamy dużo neutrin z reaktora (10 13 ν/s cm 2 )➔1956 – Z radością informujemy pana, że definitywniewykryliśmy neutrina – Cowan, Reines (Nobel 1995)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 7


Odkrycie neutrin (II)➔w trakcie badania innych cząstek – pionów i powstałychz ich rozpadów mionów odkryto, że neutrina „pamiętają”,w wyniku jakiego procesu powstały➔rozpad π:➔rozpad β:pozytony➔można zestawić pary: − e − eL e0 1 0 −1L 1 0 1 0n p e − te neutrina produkują tylko mionyładunekelektrycznyte neutrina produkują tylkoeν eµν µ➔tę rodzinę cząstek nazywa się LEPTONAMIJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 8-101 00 1liczbyleptonowe(oddzielnadla każdejgeneracji)


Odkrycie neutrin (III)➔w 1975 odkryto kolejnego cięższego brata elektronu –taon➔czy istnieje też trzecie neutrino?➔trudne do wykrycia z powodu wielkiej masy taonu(prawie 2 razy większej od masy protonu)➔neutrino taonowe wykryte dopiero w 2000 r.➔czy istnieją kolejne cięższe generacje leptonów?➔wyniki z eksperymentów przy akceleratorze LEP (1993) –nie ma czwartej generacji lekkich neutrinJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 9


Ile neutrin?➔badamy rozpad cząstki Z 0 (przenosi słabe oddziaływania)➔jeśli masa neutrina jest mniejsza niż pół masy Z 0 , to takirozpad musi zachodzić➔każda możliwość rozpadu zmniejsza czas życia cząstki➔czas życia masa (dokładniej szerokość rozkładu) przekrój czynny na produkcjęe e − Z 0 q q 5 możliwości l l 3 możliwości 3 możliwości Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 10


Obecny stan➔3 generacje cząstek2/3-1/3udcstbkwarki➔4 oddziaływania-10eν eµν µτν τleptony➔ grawitacja – bardzo słaba, pomijamysilnekwarkiwiąże kwarki u i d w protony i neutrony,a je z kolei w jądra atomoweelektromagnetycznekwarki,leptony naładowaneodpowiada za istnienie atomów,światła, elektryczności i wielu innychsłabekwarki, leptonynaładowane, neutrinaJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 11


Oddziaływania słabe➔model Fermiego – oddziaływania punktowe➔teraz wiemy, że oddziaływanie jest przenoszone przezciężkie bozony pośredniczące (masy rzędu 80-90 masprotonu) W + , W - i Z 0ν ee-ν eν eW+npnpprądy naładowaneν eprądy neutralnepν eZ 0Z 0pν eW-e-eeJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 12


Jak wykrywaćneutrina?Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 13


Wstęp do detekcji neutrinliczbaoddziaływań = przekrój * liczba * liczbaneutrin czynny neutrin „celów”bardzomałaliczbachcemy mieć dużo dużo dużooddziaływań neutrin „celów”duża masadetektoraJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 14


Sposoby detekcji neutrin➔nie można neutrin wykryć bezpośrednio, lecz tylkoprzez produkty ich oddziaływania➔metoda radiochemiczna➔metody bazujące na wykryciu cząsteknaładowanych, które powstały w wynikuoddziaływania neutrina, poprzez:➔światło scyntylacyjne➔światło czerenkowskie➔jonizację➔koniecznie trzeba redukować tłood promieni kosmicznychJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 16


Metoda radiochemicznaν e+ CL → Ar + e -radioaktywnyν e+ Ga → Ge + e -➔nie ma informacji o kierunku neutrina i o czasie zdarzenia➔można zliczać tylko liczbę oddziaływań i wyłącznie neutrinaelektronowe (ważne!)➔za to można wykrywać neutrina o niskich energiachJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 17


Światło scyntylacyjne➔daje informację o czasiezdarzenia➔nie daje informacjio kierunkach cząstek➔duży sygnał świetlny➔bardzo niski prógenergetycznyJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 18


Przekładaniecscyntylatorneutrinowypełniacz(żelazo, ołów)➔jeśli ustawimy kilka płaszczyznscyntylatorów, to możnaodtworzyć też kierunki cząstekJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 19


Światło czerenkowskiefotopowielaczeświatłoczerenkowskieleptonneutrino➔powstaje dla cząstek naładowanych poruszających sięszybciej niż światło (w ośrodku!!!)➔nie widać niskoenergetycznych cząstek➔daje czas zdarzenia i kierunki cząstekJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 20


SNO➔detektor czerenkowski w kształcie kuli➔1000 ton ciężkiej wody i 6500 ton wody, 2 km podpowierzchnią Ziemi➔9456 fotopowielaczy o średnicy ok. 20 cmJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 21


➔detektor czerenkowskiw kształcie walca➔wypełniony wodą o masie50 000 tonSuperKamiokande➔11 146 (5 200 powypadku) fotopowielaczyo średnicy ok. 50 cm➔1 km pod powierzchniąJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 22


SuperKamiokandeJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 23


➔emulsje jądroweJonizacja➔bardzo duża przestrzenna zdolność rozdzielcza – możnazobaczyc ślad leptonu τ (mikrony!)➔detektor wypełniony ciekłym argonem➔pełny trójwymiarowy obraz i czas oddziaływania➔pomiar energii i identyfikacja cząstekJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 25


IcarusJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 26


Źródła neutrinJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 27


Źródła neutrin➔NATURALNE➔obiektykosmologiczne(bardzo wysokieenergie)➔supernowe➔Słońce (ν e, kilka MeV)➔SZTUCZNE➔reaktory (anty ν e,kilka MeV)➔wiązki (ν µ, kilka –kilkanaście GeV)➔w przyszłości -- fabryki➔atmosfera (ν e, ν µi antyneutrina,średnio kilka GeV)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 28


Neutrina kosmologiczne➔powstają w aktywnych jądrach galaktyk,kwazarach, otoczeniu czarnych dziur➔wciąż poszukiwane➔bardzo wysokie energie➔olbrzymie „naturalne” detektory(do 1 km 3 )Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 29


Neutrina z supernowych➔reakcje jądrowe w gwieździe kończą się na żelazie(największa energia wiązania)➔kiedy żelazne jądro gwiazdy osiąga masę 1.4 masy Słońca,zapada się, a gwiazda wybucha (wielki skrót)➔jasność jak 10 16 Słońc (a tylko 0.01 % energii supernowejjest emitowana w postaci fotonów)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 30


Neutrina z supernowych➔neutronizacja: elektrony z powłok atomowych sąabsorbowane przez protony: p e − enpuls neutrin elektronowych (kilka ms)➔w rozgrzanej wybuchającej gwieździe z fotonów powstająpary elektron-pozyton, które anihilują i produkująneutrina wszystkich zapachów (dodatkowy puls, zwanytermicznym)➔99% energii supernowej unoszą neutrina!!!➔ostatni puls neutrin z supernowej SN 1987 A(zarejestrowany przez 2 detektory wodne)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 31


➔neutrina powstająw trakcie reakcjitermojądrowychw jądrze Słońca➔na podstawie badańfotonów opracowanoStandardowy ModelSłońca, któryprzewidywał liczbyi energie neutrinsłonecznychNeutrina słoneczneJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 32


Widmo neutrin słonecznychpróg detektorów Ga Cl czerenkowskichJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 33


Problem neutrin słonecznych➔detektory rejestrowały zaledwie 1/3 do 1/2 przewidzianejliczby neutrin słonecznych➔pierwsze sygnały już w 1968 r. w detektorzeradiochemicznym, potwierdzone 1989 w Kamiokande➔procent brakujących przypadków zależał od energii➔Czy to błąd konstrukcji detektora lub rekonstrukcjizdarzeń?➔Czy model Słońca jest nieprawdziwy?➔Czy może jakieś nowe zjawisko fizyczne?➔rozwiązanie – czerenkowski detektor SNO (D 20, H 20)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 34


Nowy sposób detekcji➔jeśli ze Słońca docierają tylko ν e, to strumienie neutrinobliczone z reakcji 1 i 2 powinny być równe➔okazuje się, że tylko 1/3 strumienia przypada na ν e➔całkowity strumień neutrin zgadza się z modelem Słońca!1 2 3neutrinodeuteronneutrino elektronowedeuteron6 razy częściej dla ν eniż dla innychneutronelektron35Cl2 protonyfotonyneutrino36ClJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 35


Neutrina atmosferyczne➔neutrina atmosferyczne powstająw wyniku rozpadów cząstek powstałychw efekcie oddziaływania promienikosmicznych z atmosferą➔ − − − e − e➔spodziewamy się więc 2 razy więcejneutrin mionowych niż elektronowych(w przybliżeniu, naprawdę zależy to odenergii)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 36


Problem neutrin atmosferycznych➔obserwuje się tylko ok. 60% spodziewanych neutrinmionowych (1985 IMB, 1988 Kamiokande)➔największy niedobór (50%) wśród neutrin przebywającychnajdłuższą drogę przez Ziemię➔drogę szacuje się na podstawie kierunku neutrina➔coś dzieje się z ν µpodczas podróżyprzez Ziemię!➔może zamieniają się w inny typneutrin?Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 37


Wyniki SuperKamiokande➔ν µnie zamieniają się w ν e– tych jest dokładnie tyle iletrzeba➔może więc w ν τ? Te neutrina znacznie trudniej wykryć!Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 38


OscylacjeneutrinJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 39


Problemy z neutrinami - podsumowanie➔słoneczne – całkowita liczba się zgadza, ν e– za mało➔atmosferyczne – liczba ν esię zgadza, ν µubywa w trakciedrogi przez Ziemię➔wyniki te wskazują, że neutrina moga przechodzićz jednego typu w inny. Zjawisko to nazywa sięOSCYLACJAMI NEUTRIN➔oscylacje wynikają z faktu mieszania się neutrin różnychrodzajów i o różnej masie➔co najmniej więc 2 z 3 rodzajów neutrin mają niezerowąmasęJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 40


Oscylacje neutrin➔mieszanie neutrin:różnica mas powodujeże poruszają się z inną prędkością esin −sin cos 1 = cos➔prawdopodobieństwo, że P e=sin 2 2sin 2ν µo energii E zamieni się w ν ena drodze L 2m2 L4Etor lotu neutrinaźródłosin 2 2θν µzmienia się w ν eν µpozostaje ν µJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 41


WnioskiP e=sin 2 2sin 2 m2 L4E➔jeśli różnica mas jest zero, to oscylacje nie występują➔siła efektu zależy od sin 2θ, jeśli jest zero, oscylacje niewystępują➔całkowita liczba neutrin wszystkich typów się nie zmienia:P eP =1➔prawdopodobieństwo oscylacji zależy od parametrówdoświadczalnych (energia neutrin E, odległość źródła oddetektora L) i fizycznych (różnice mas, kąty mieszania)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 42


Poszukiwanie oscylacji➔można prowadzić dwa rodzaje eksperymentów:➔patrzeć ilu neutrin brakuje (disappearance)➔patrzeć czy pojawiają sie neutrina innych typów(appearance)P P e➔dotychczasowe eksperymenty były typu disappearance –obserwowaliśmy niedobór neutrin – w przypadku neutrinsłonecznych i atmosferycznych➔jakie parametry oscylacji zmierzono?Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 43


Neutrina reaktorowe a oscylacje➔reaktory produkująantyneutrina w wynikurozpadów β (rozpadneutronu w jądrze)➔ok 6*10 20antyneutrin/s,powiązane ściśle z mocąreaktora➔detektor KAMLANDJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 44


SNO a Kamland➔sprawdzenie na Ziemi efektu oscylacji neutrin słonecznych➔eksperyment typu disappearance➔wynik SNO:(neutrina elektronowe)m 2 =6.8×10 −5 eV 2tan 2 =0.42➔wynik Kamlandu:(antyneutrina elektronowe)➔Zgadza się! Ten sam efekt, a ponadto parametry oscylacjidla neutrin i antyneutrin są takie same (ważne!).➔połączony wynik: 0.00005 < ∆m 2 < 0.00008 eV 2m 2 =7.1×10 −5 eV 2tan 2 =0.42m 2 =7.1×10 −5 eV 2tan 2 =0.52Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 45


Eksperymenty„z długą bazą”Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 46


tarczapochłaniaczNeutrina akceleratorowe➔tworzone w wyniku ciągu reakcji i rozpadówprotonymagnesrura rozpadowaneutrina➔mają odtworzyć oscylacjeneutrin atmosferycznychm 2 =2.2×10 −3 eV 2tan 2 =1detektorJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 47


Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 48


Eksperymenty z długą bazą➔eksperymenty disappearance:➔K2K - Japonia, L=250 km, już działający, wynikipokrywają się z atmosferycznymi➔Minos (USA – 2005, L=730 km)➔eksperymenty appearance➔Icarus, Opera (Włochy, wiązka neutrin z CERN – 2006,L=730 km), będą poszukiwać pojawienia się w bardzoczystej wiązce ν µneutrin taonowychJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 49


Polski udział➔Katowice, Kraków, Warszawa, Wrocław➔K2K➔ opieka nad jednym z tzw. bliskich detektorów➔ badanie oscylacji e➔Icarus➔ dyżury przy detektorze w trakcie testów➔ praca nad analizą zebranych danych testowych (również studenci)➔ praca nad metodami poszukiwań taonu (dowód na oscylacje )➔ przygotowanie części detektora (drutów odczytu)Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 50


Bezpośrednie pomiary masyν e: rozpad β trytum(ν e) < 2.2 eVν µ: rozpad pionum(ν µ) < 170 keVν τ: rozpad taonum(ν τ) < 18.2 MeVJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 51


➔jakie są masy neutrin?Co dalej?➔dlaczego są takie małe w porównaniu z innymi cząstkamielementarnymi? (miliard razy)➔pomiar brakujących parametrów mieszania neutrin➔czy neutrina sa jednocześnie antyneutrinami?➔czy neutrina i antyneutrina oscylują inaczej?➔jaki wpływ na oscylacje ma materia?➔jaka jest rola neutrin w kosmologii?➔jak wybuchają supernowe?Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 52


Rozpad dwuciałowyp Np=p E Am=m Amc 2 =E NpE E Np=m Amc 2 −EE 2 =p 2 c 2 m 2 c 4 p 2 c 2 =E 2 −m 2 c 42E −m c 4 2=E Np−m Npc 4E =m Amc 2 −E 2 2−m Npc 4 m 2c 42E =m Amc 4 −2E m Amc 2 2 2E −m Npc 4 m 2c 42E = m Amc 4 2m c 4 2−m Np2 m Amc 2c 4Justyna.Lagoda@fuw.edu.pl 53


Wypadek w SuperKamiokande➔implozja jednego z fotopowielaczy podczas napełnianiazbiornika (listopad 2001)➔wstrząs o sile 3 stopni w skali Richtera➔w 40 ms zniszczone fotopowielacze wartości 20 milionówdolarówJustyna.Lagoda@fuw.edu.pl 54

More magazines by this user
Similar magazines