1 / 44

Zagadki neutrinowe

Zagadki neutrinowe. Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO Mieszanie neutrin i oscylacje. Naturalne źródła neutrin.

carver
Download Presentation

Zagadki neutrinowe

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Zagadki neutrinowe • Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande • Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO • Mieszanie neutrin i oscylacje D. Kiełczewska, wykład 10

  2. Naturalne źródła neutrin Już obserwowano Już obserwowano! Pozostałe z wielkiego wybuchu: Słoneczne Z supernowej w centrum Gal. Z wnętrza Ziemi Atmosferyczne Z aktywnych jąder galaktyk D. Kiełczewska, wykład 10

  3. Zagadka neutrin atmosferycznych D. Kiełczewska, wykład 10

  4. Neutrina oddziałują słabo. Dla ~1 GeV Neutrina atmosferyczne Dla 1 ν prawd. oddz. na drodze ~40m: Ale strumień: GeV Liczba neutrin, które wpadają w ciągu 1 dnia do detektora przez powierzchnię Czyli nie jest tak źle – możemy się spodziewać ~ 20 przyp na dzień Potrzebny duży detektor i to pod ziemią. D. Kiełczewska, wykład 10

  5. Atmosph W eksper. nie odróżniamy neutrin od antyneutrin – mówimy ogólnie o „neutrinach” Stosunek rośnie przy większych energiach bo nie wszystkie miony rozpadają się przed dotarciem do Ziemi. D. Kiełczewska, wykład 10

  6. Zatrzymujący się mion w Super-Kamiokande Każdy punkt to jeden fotopowielacz (PMT) Kolory – czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z wierzchołka Energia – obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT Oddziaływanie neutrina bo brak sygnału w detektorze zewnętrznym Czerwony pierścień od elektronu z rozpadu mionu D. Kiełczewska, wykład 10

  7. Identyfikacja cząstek elektrony, kwanty gamma: Rozmyty pierścień bo elektrony z kaskady elmgt ulegają wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb. miony, piony, protony: Wtórne nukleony N2 są najczęściej poniżej progu Czerenkowa. D. Kiełczewska, wykład 10

  8. Widma energii neutrin Fully contained FC Partially contained PC μ Upμ thru Upμ stop D. Kiełczewska, wykład 10

  9. Symulacje Monte Carlo Celem symulacji jest wygenerowanie próbki oczekiwanych przypadków, które wyglądają jak prawdziwe. Podobne symulacje robi się we wszystkich eksperymentach z fizyki cząstek. W programie MC uwzględnia się: • Strumienie ν jako funkcje energii i kątów • Oddziaływania ν zależnie od ich zapachu i energii • Pędy i typy cząstek wyprodukowanych przez ν • Wtórne oddziaływania w jądrach (np. 16O ) • Oddziaływania i rozpady cząstek w trakcie propagacji przez np. wodę • Symulacje efektów detektorowych np. • emisja fotonów Czerenkowa • absorpcja, rozpraszanie i odbicia fotonów • prawdopodobieństwo wybicia fotoelektronu z katody • Rekonstrukcja wygenerowanych przypadków używając tego samego • softwaru co dla rzeczywistych przypadków próbki Monte Carlo D. Kiełczewska, wykład 10

  10. Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.) Multi-GeV Sub-GeV Data MC 1ring e-like 772 708 μ-like 664 968 Data MC 1-ring e-like 32663081 μ-like 3181 4704 Obliczamy podwójny stosunek, aby skasować błędy strumieni: Obserwuje się za mało neutrin mionowych! D. Kiełczewska, wykład 10

  11. Wyniki Super-Kamiokande- przypadki zewnętrzne Up through-going μ, (1678 dni) Dane: 1.7 +- 0.04 +- 0.02 (x10-13cm-2s-1sr-1) MC: 1.97+-0.44 Up stopping μ, (1657dni) Dane: 0.41+-0.02+-0.02(x10-13cm-2s-1sr-1) MC:0.73+-0.16 Znów obserwujemy deficyt mionów D. Kiełczewska, wykład 10

  12. kąt zenitalny Atmosph D. Kiełczewska, wykład 10

  13. Rozkłady kątowe νe i νμ niebieskie: symulacje MC (bez oscylacji) czyliνepokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast νμ„gubią się” tym bardziej im dłuższa droga D. Kiełczewska, wykład 10

  14. Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych? W atmosferze powstały: W detektorach pod Ziemią obserwujemy: Gubienie nie może być z powodu oddziaływań, bo: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja: Czyli liczba leptonów osobno w każdej rodzinie nie jest zachowana Odkrycie oscylacji neutrin w 1998 D. Kiełczewska, wykład 10 Z udziałem UW

  15. Neutrina słoneczne (kolejna zagadka brakujących neutrin) Solar neutrinos other place where are missing „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio D. Kiełczewska, wykład 10

  16. Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+ e-+ p—> νe+d 1.44 MeV p+p—>νe+e++d 0.42MeV max d+p—> γ+3He ppI (85%) 3He+3He—> 4He+p+p 3He+4He—> 7Be+γ 7Be+ e-—> νe+7Li .86 MeV 7Be+p—> 8B+γ rzadkie ale łatwiejsza detekcja 8B—> e-+νe+8Be 15 MeV max 7Li+p—> 4He+ 4He 8Be—> 4He+ 4He ppIII (0.01%) ppII (15%) D. Kiełczewska, wykład 10

  17. Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. z pomiarów na Ziemi gdzie Lsun to świetlność Słońca: 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi D. Kiełczewska, wykład 10

  18. Eksperymenty słoneczne Name Location Mass (tons) Reaction Start D. Kiełczewska, wykład 10

  19. Widmo energetyczne neutrin słonecznych • Uwaga: • tylko • νe D. Kiełczewska, wykład 10

  20. Eksperymenty Radiochemiczne Po raz pierwszy do detekcji neutrin użyto - reakcji: Używano też: • Wyprodukowane izotopy są promieniotwórcze z niezbyt długim czasem życia – są okresowo wydobywane ze zbiornika i zliczane • Nie ma informacji o czasie zajścia oddziaływania ani o kierunku neutrina D. Kiełczewska, wykład 10

  21. Eksperyment chlorowy w Homestake W Pd. Dakocie 615 ton C2Cl4 Zbierał dane od 1968 przez ok. 30 lat Nagroda Nobla dla R. Davisa w 2002 • 37Ar ma czas rozpadu (na wychwyt elektronu): 35 days • Atomy argonusą wydmuchiwane przy pomocy helu co kilka tygodni - powstaje około 1 atom na 2 dni D. Kiełczewska, wykład 10

  22. Wyniki eksperymentu chlorowego Liczba zliczeń zpojedynczych ekstrakcji Liczba zliczeń = 0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzień 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU D. Kiełczewska, wykład 10

  23. Wyniki eksperymentów radiochemicznych Przewidywania zgodnie z modelem „SSM” - Standard Solar Model: - skład: H-34%, He-64% - wiek 4,5 mld lat Deficyt neutrin pomiary przewidywania D. Kiełczewska, wykład 10

  24. Wodnedetektory Czerenkowa BOREXINO, KAMLAND(2): Liquid Scintillator • Super-Kamiokande - z lekką wodą • SNO - z ciężką wodą Mierzy się: • kierunek neutrin • czas każdego zdarzenia D. Kiełczewska, wykład 10

  25. Pomiary neutrin słonecznychw Super-Kamiokande Pamiętamy, że w wyniku reakcji termojądrowych powstają tylko Jakie reakcje mogą wywoływać νe o energii poniżej 14 MeV w lekkiej wodzie (i wyprodukować widoczną cząstkę)? Pozostaje: n związany Wprawdzie mały przekrój czynny, ale elektron wysłany do przodu tylko gdy Eν>18 MeV D. Kiełczewska, wykład 10

  26. Super-K: neutrina przylatują ze Słońca sygnał tło Faktyczny rozmiar Słońca – ½ piksela. Rozmycie z powodu rozpraszania Kulomb. elektronów. D. Kiełczewska, wykład 10

  27. Super-K: znów deficyt po 1496 dniach obserwowano 22,400 przypadków przewidywano wg. SSM: 48,200 przypadków oczekiwane z SSM D. Kiełczewska, wykład 10

  28. Super-K: pory roku Parametry orbity zmierzone za pomocą neutrin (linie pokazują prawdziwe parametery): 68% 95% I VI XII 99.7% D. Kiełczewska, wykład 10

  29. Klucz do zagadki neutrin słonecznych • W kilku eksperymentach obserwujemy deficyt • Eksperymenty radiochemiczne mierzyły tylko neutrina elektronowe • Super-Kamiokande mierzył reakcję, w której mogły brać udział różne typy neutrin Musimy zmierzyć osobno neutrina D. Kiełczewska, wykład 10

  30. SNO(Sudbury Neutrino Observatory) • Inny wodny detektor czerenkowski: • 2 km pod ziemią • 1000 ton D2O • 104 - 8” PMTs • 6500 ton H2O D. Kiełczewska, wykład 10

  31. νe + d  p + p + e-Ethres= 1.4 MeV CC νx + d νx + p + nEthres = 2.2 MeV NC νx + e-νx + e-Ethres = 0 MeV ES Reakcje νw SNO Reakcje „Charged Current” : Tylko dla νe Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina Reakcje „Neutral Current”: Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrować neutrony Reakcje rozpraszania elastycznego Dla wszystkich zapachów ale największa wydajność dlaνe Elektrony pamiętają kierunek neutrina νe e- W n p ν ν Z n/p n/p νe νe ν ν νe e- W Z W e- e- e- νe e- e- D. Kiełczewska, wykład 10

  32. Results from D2O SNO D. Kiełczewska, wykład 10

  33. νe + d  p + p + e-Ethres= 1.4 MeV CC νx + d νx + p + nEthres = 2.2 MeV NC νx + e-νx + e-Ethres = 0 MeV ES Zmierzono w eksperymencie SNO Wykorzystując różne cechy obserwowanych przypadków stwierdzono: oddziaływań νe Rozkład kątowy elektr. izotropowy e- W n p oddziaływań Stowarzyszone neutrony ν ν Z n/p n/p oddziaływań Rozkład kątowy: elektrony z kierunku Słońca νe νe ν ν νe e- W Z W e- e- e- νe e- e- D. Kiełczewska, wykład 10

  34. Wyznaczenie strumieni neutrinz eksperymentu SNO Liczba obserwowanych oddziaływań neutrin o zapachu x: przekrój czynny masa detektora x czas_obserwacji strumień Znamy kształt widma neutrin z rozpadu 8B: czyli znając przekroje czynne możemy znaleźć: D. Kiełczewska, wykład 10

  35. νe + d  p + p + e-Ethres= 1.4 MeV CC νx + d νx + p + nEthres = 2.2 MeV NC νx + e-νx + e-Ethres = 0 MeV ES Strumienie neutrin wyznaczone w SNO νe e- W n p ν ν Z n/p n/p νe νe ν ν νe e- W Z W e- e- e- νe e- e- D. Kiełczewska, wykład 10

  36. Strumień neutrin słonecznych mierzony w SNO [x106/cm2/s] Phys. Rev. C72,055502 (2005) (ΦSSM = 5.05+1.01/-0.81) Wszystkie neutrina 8B są obserwowane, ale zmieniły się ich zapachy. Dowód, że neutrina oscylują: D. Kiełczewska, wykład 10

  37. Wyniki pomiarów neutrin słonecznych D. Kiełczewska, wykład 10

  38. Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych? W rdzeniu Słońca powstały: νe Wdetektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: Wszystkie dane da się wytłumaczyć, jeżeli po drodze nastąpiła transformacja części neutrin elektronowych::części Neutrina oscylują między stanami o różnych zapachach D. Kiełczewska, wykład 10

  39. Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym u c t d s b Stany o dobrze określonych masach nie pokrywają się ze u c t d` s` b` stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie kwarków: D. Kiełczewska, wykład 10

  40. Analogicznie można wprowadzić mieszanie neutrin do Modelu Standardowego Jeżeli przyjmiemy, ze neutrina mają masę to Stany o określonej masie : Nie muszą być tożsame ze Stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie leptonów: D. Kiełczewska, wykład 10

  41. Oscylacje Neutrin – 2 zapachy kąt mieszania: stany masowe: ϑ to stany o różnych proporcjach stanów ν1 ,ν2 ν1,ν2 mają różne masy różne prędkości zmienia się w czasie propagacji, stąd Stosunek D. Kiełczewska, wykład 10

  42. Prawdopodobieństwo oscylacji – 2 zapachy Stan o masie mk, energii i pędzie Ek,pkpropaguje się: Załóżmy stan początkowy: W czasie propagacjiproporcja ν1,ν2zmienia się: Prawdopod., że w punkciet,xstanαjest wciąż w początkowym stanieα : D. Kiełczewska, wykład 10

  43. Prawdop. oscylacji – 2 zapachy Dostaje się: Prawdop. przejścia ze stanuα do stanu β: m-masa (w eV) ϑ -kąt mieszania parametry oscylacji Eν – energia neutrina (w GeV) L- odl. od źródła do detektora (km) warunki eksperymentalne • co najmniej jeden ze stanów musi mieć masę • 2 stany masowe nie mogą mieć tej samej masy Warunek zajścia oscylacji: D. Kiełczewska, wykład 10

  44. Czułość na oscylacje D. Kiełczewska, wykład 10

More Related