1 / 43

Академик Моисей Александрович Марков 1908 - 1994

Вторые Марковские чтения 12 – 13 мая 2004 года Дубна - Москва. Академик Моисей Александрович Марков 1908 - 1994. Осцилляции нейтрино. С.П. Михеев ИЯИ РАН. Что мы знаем об осцилляциях. Что мы хотим узнать.

fionnuala-russell
Download Presentation

Академик Моисей Александрович Марков 1908 - 1994

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. Вторые Марковские чтения 12 – 13 мая 2004 года Дубна - Москва Академик Моисей Александрович Марков 1908 - 1994

  2. Осцилляции нейтрино С.П. Михеев ИЯИ РАН Что мы знаем об осцилляциях • Что мы хотим узнать

  3. Осцилляции нейтрино – периодический во времени (или пространстве) процесс полного или частичного перехода одного типа нейтрино в другой, который возможен при наличии у нейтрино массы и смешивания. Смешивание означает, что состояния, которые участвуют в слабых взаимодействиях, не совпадают с состояниями, имеющими определенные массы. 2- P(ee) = 1 – sin22sin2(1.27m2L/E) С.П.Михеев

  4. Zenith angle Атмосферные нейтрино Choji Saji NOON2004  Downward （L=10~100 km） p, He … , K  e±  Upward （L=up to 13000 km）  e En > a few GeV Up/Down Symmetry С.П.Михеев

  5. C Scientific American Partially contained m nm m e Fully contained ne nm Атмосферные нейтрино Choji Saji NOON2004 Черенковский детектор Super-Kamiokande n 42m 39m 50,000 тонн (22,500 тонн) С.П.Михеев

  6. Sub-GeV Evis < 1.33 GeV Pe > 100 MeV/c P > 200MeV/c Multi-GeV Evis > 1.33GeV ~13000km ~500km ~15km Атмосферные нейтрино Choji Saji NOON2004 С.П.Михеев

  7. Атмосферные нейтрино Choji Saji NOON2004 Sub-GeV e-like Sub-GeV -like Multi-GeV e-like Multi-GeV m-like +PC С.П.Михеев ~13000km ~500km ~15km

  8.  2-flavor oscillations Атмосферные нейтрино Choji Saji NOON2004 • Best fit: • sin22 =1.0 • m2 = 2.0x10-3 eV2 • 2 = 170.8/170 dof • 90% C.L. region: • sin22 > 0.90 • 1.3 < m2 < 3.0x10-3 eV2 Preliminary С.П.Михеев

  9. Эксперимент K2K Takanobu Ishii NOON2004 K2K – первый эксперимент с дальними нейтрино для исследования осцилляций нейтрино, обнаруженных в атмосферных нейтрино. Super-Kamiokande L=250 km KEK- 12GeV PS С.П.Михеев

  10. Allowed region Normalized by area Expectation w/o oscillation Best fit point 2.8x10-3 Best Fit 68% 90% 99% Эксперимент K2K Takanobu Ishii NOON2004 Use both Number of events + Spectrum shape (June ’99 – July ’01) (Nov. ’99 – July ’01) 56obs 80.1 +6.2 -5.4 exp • Null oscillation probability:less than 1% • 　Dm2=1.5~3.9x 10-3 eV2@sin22q=1(90%CL) reconstructed En С.П.Михеев

  11. Эксперимент K2K Takanobu Ishii NOON2004 Results of nmne Analysis electron candidate: 1 event observed 2.4 events expected. K2K(90%CL) Dm2 (eV2) SK atm.n allowed (90%CL) CHOOZ(90%CL) ne disappearance sin22qme С.П.Михеев

  12. Dm2L Neutrino oscillation : Pmm = 1 – sin22qsin2(1.27 ) E L m Neutrino decay : Pmm = (cos2q + sin2q x exp(– ))2 2t E L 1 Neutrino decoherence : Pmm = 1 – sin22q x (1 – exp(–g0 )) 2 E Атмосферные нейтрино Masaki Ishitsuka NOON2004 С.П.Михеев

  13. Mostly upward 1489.2 days FC+PC Preliminary Best fit expectation w/ systematic errors Null oscillation MC Mostly downward Best-fit expectation Dm2=2.4x10-3,sin22q=1.00 c2min=37.8/40 d.o.f Атмосферные нейтрино Masaki Ishitsuka NOON2004 С.П.Михеев

  14. protons 4He Солнечные нейтрино + 2e+ + 2e + 25MeV С.П.Михеев

  15. Солнечные нейтрино С.П.Михеев

  16. Солнечные нейтрино G.Fogli et al. hep-ph/0106247 С.П.Михеев

  17. Эксперимент SNO Kevin Graham NOON2004 1000 тонн тяжклой воды Глубина 2039 м 1700 тонн обычной воды 9438 ФЭУ для внутреннего объема 5300 тонн обычной воды 91 ФЭУ для внешнего объема (антисовпадения) С.П.Михеев

  18. n +  + + CC d p p e− e n +  + + n NC d p n x x +  + n e− n e− ES x x Эксперимент SNO Kevin Graham NOON2004 • Q = 1.445 MeV • good measurement of ne energy spectrum • some directional info  (1 – 1/3 cosq) • ne only • Q = 2.22 MeV • measures total 8B n flux from the Sun • equal cross section for all n types • low statistics • mainly sensitive to ne, some n and n • strong directional sensitivity С.П.Михеев

  19. Эксперимент SNO Kevin Graham NOON2004 Pure D2O (phase I) Salt (phase II) С.П.Михеев

  20. Солнечные нейтрино С.П.Михеев

  21. Солнечные нейтрино С.П.Михеев

  22. Измерение потокаeот реакторов на расстоянии  180 км прямой сигнал e + p  e+ + n + p  d +(2.2 MeV) Задержанный сигнал Эксперимент KamLand Сфера диаметром 13 м 1000 тонн жидкого сцинтиллятора С.П.Михеев

  23. Эксперимент KamLand С.П.Михеев

  24. Nobs – NBG Nexpected = 0.611 ± 0.085 (stat) ± 0.041 (syst) Эксперимент KamLand Число событий с E > 2.6MeV54 Ожидаемое число 86.8 ± 5.6 Фон 0.95 ± 0.99 99.95 % C.L. С.П.Михеев

  25. Эксперимент KamLand С.П.Михеев

  26. |α= ΣUαi|i i α= e,,,…; i = 1,2,3,…   Ue1 Ue2 Ue3 U1 U2U3 U1 U2 U3   U =     Смешивание нейтрино С.П.Михеев

  27. d na= Hna i dt 1 2 H Udiag(0,m21,m31)U* + diag(V,0,0) 2 2E mji = mj - mi V = 2GFNe 2 2 2 2 2 m31 H  Udiag(0,α,1)U* + diag(2EV/m31,0,0) 2E Уравнение эволюции α= m21/m31 2 2 С.П.Михеев

  28. Солнечные нейтрино m2(5.410-59.510-5) eV2 Sin22 (0.710.95) m21 12 с12 s12 0 -s12 c12 0 0 0 1 с13 0 s13 ei 0 1 0 -s13 e-i 0 c13 1 0 0 0 с23s23 0 -s23 c23              U =        Атмосферные нейтрино m2 (1.310-3 3.010-3) eV2 Sin22> 0.9 m32 23 Смешивание нейтрино 3 угла смешивания (12,23,13) и 1 фаза CP нарушения () сij = cosij sij = sinij С.П.Михеев

  29. m21 m31 2 2 Известные параметры ( ,, sin2212, sin2223 ) … и ограничение наsin2213 С.П.Михеев

  30. Знак m31 2 Неизвестные параметры sin2213  0.2  - фаза СР нарушения  Тип иерархии масс нормальная обратная 2 3 1 2 3 1 С.П.Михеев

  31. N. Tagg NO-VE 2003 Эксперимент MINOS С.П.Михеев

  32. N. Tagg NO-VE 2003 Эксперимент MINOS Far Detector 485 planes of scintillator + steel 8m x 8m octagon 5.4 kT total mass BOTH: Steel/Scintillator sandwiches 2.54 cm steel + 1 cm scint Magnetized ~1.5T 55%/E hadrons 23%/E electrons Near Detector 282 steel + 153 scintillator planes 3.8m x 4.8 m 0.98 kT total mass С.П.Михеев

  33. N. Tagg NO-VE 2003 Эксперимент MINOS nm CC Events/kt/3.7e20pot Low Medium High 440 1040 2170 nm CC Events/MINOS/7.4e20pot Low Medium High 4760 11300 23400 3.7x1020 protons on target/year requires 4x1013 protons/2.0 seconds Osc. Max. for Dm2 = 0.002 eV2 By moving the horns and target, different energy spectra are available using the NuMI beamline. The energy can be tuned depending on the specific oscillation parameters expected/observed. С.П.Михеев

  34. Эксперимент MINOS N. Tagg NO-VE 2003  С.П.Михеев

  35. N. Tagg NO-VE 2003 Эксперимент MINOS e • MINOS sensitivities based on varying numbers of protons on target С.П.Михеев

  36. T.Kobayashi Tagg LaThuile 2004 Проект J-PARC С.П.Михеев

  37. T.Kobayashi Tagg LaThuile 2004 Проект J-PARC С.П.Михеев

  38. T.Kobayashi Tagg LaThuile 2004 Проект J-PARC С.П.Михеев

  39. T.Kobayashi Tagg LaThuile 2004 Проект J-PARC С.П.Михеев

  40. T.Kobayashi Tagg LaThuile 2004 Проект J-PARC С.П.Михеев

  41. Реакторные антинейтрино Dominant 12Oscillation P(ee) P(ee) Distance (m) Subdominant13Oscillation С.П.Михеев

  42. Реакторные антинейтрино 1 2 3 С.П.Михеев

  43. С.П.Михеев

More Related