Neutrina najbardziej nieuchwytne czstki materii Neutrino F Reines

Neutrina – najbardziej nieuchwytne cząstki materii Neutrino? F. Reines: „. . najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką kiedykolwiek człowiek wymyślił. ” • masa neutrina < 10 -6 masy elektronu • ładunek elektryczny = 0 • bardzo rzadko obserwowane A tymczasem: Słońce emituje: 2 x 1038 ν/sec Na Ziemię przybywa: > 4 x 1010 ν/sec/cm 2 We wszechświecie: 330 ν/cm 3 (3 razy mniej niż fotonów, ale 109 razy więcej niż nukleonów)

Zagadkowe neutrina oraz poszukiwanie cząstek ciemnej materii

Jak małe jest neutrino? neutrino

Jądro atomowe Neutron Quarks Proton >

Model Standardowy – elementarne cząstki materii Charge kwarki antykwarki leptony antyleptony

Elementarne cząstki hadronowe Bariony: Proton Mezony: Lambda Antiproton

Spin Mówimy, że cząstki elementarne mają spin: Left-handed particle Right-handed particle

Model Standardowy - oddziaływania Z eksperymentów znamy oddziaływania: Silne Elektro-magnetyczne Słabe Oddziaływania elektro-słabe

Nośniki oddziaływań Fermiony s=1/2 Silne Elektromagnet. kwark e- Bozony gluony - g Fermiony s=1/2 fotony g kwark e- bozony pośredniczące Słabe kwark diagramy Feynmana

Oddziaływania słabe Bozony pośredniczące transformują fermiony górne w dolne i na odwrót + W- W+

Zachowanie liczb leptonowych Np. rozpad taonu: liczba taonowa: liczba mionowa +1 0 0 +1 0 -1 +1 0 liczba taonowa: liczba elektronowa -1 0 0 -1 0 +1 +1 0

Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe) Rozpad mionu:

Trochę liczb -jednostki Jednostka energii (masy) używana w fizyce czastek elementarnych: 1 e. V (elektronowolt) 1 e. V – energia czastki o elementarnym ładunku uzyskana na skutek różnicy potencjałów 1 V Często wygodnie jest podawać masę w jednostkach energii: (E=mc 2; c=1)

Masy neutrin bardzo małe masy neutrin sprzed 1998 r

Komu potrzebne są 3 generacje? Neutrina mogą pomóc w rozwiązaniu tej i innych zagadek modelu standardowego cząstek i oddziaływań

Neutrina oddziałują tylko słabo Średnia droga na oddziaływanie neutrina o energii 10 Me. V przechodzącego przez Ziemię: Czyli jedno neutrino oddziałuje średnio po przebyciu około miliarda średnic Ziemi Ale jeżeli mamy np. strumień neutrin: to przez detektor o rozmiarach ok. 40 m *40 m przechodzi ok. 1018 neutrin dziennie i z tego neutrin mogłoby oddziałać Czy mamy tak potężne źródła neutrin?

Naturalne źródła neutrin

Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. gdzie Lsun to świetlność Słońca 1 AU to odległość ze Słońca do Ziemi

Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+p—> e+e++d p+ e-+ p—> e+d 1. 44 Me. V 0. 42 Me. V max d+p—> g+3 He 3 He+3 He—> 4 He+p+p pp. I (85%) 3 He+4 He—> 7 Be+g 7 Be+ e-—> e+7 Li. 86 Me. V 7 Li+p—> 4 He+ 4 He pp. II (15%) 7 Be+p—> 8 B+g 8 B—> e-+ e+8 Be 15 Me. V max 8 Be—> 4 He+ 4 He rzadkie ale łatwiejsza detekcja pp. III (0. 01%)

Ewolucja gwiazd Grawitacja walczy z ciśnieniem Rdzeń się zapada i zapala „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 2, 2003

Supernowa typu II - zapaść grawitacyjna Główne reakcje jądrowe: Reakcja 4 1 H --> 4 He 3 4 He --> 8 Be + 4 He --> 12 C + 4 He --> 16 O 2 12 C --> 4 He + 20 Ne + 4 He --> n + 23 Mg 2 16 O --> 4 He + 28 Si 2 16 O --> 2 4 He + 24 Mg 2 28 Si --> 56 Fe Temperatura zapłonu (w milionach stopni K) 10 100 600 1500 4000 6000

Neutrina z Supernowych • 56 Fe ma maksymalną energię wiązania koniec reakcji fuzji oraz koniec produkcji ciepła • Gdy rdzeń osiąga masę = 1. 4 masy Słońca wtedy zwycięża grawitacja i rdzeń się zapada • Elektrony atomów żelaza są absorbowane przez protony: Økrótki impuls neutrin (ok. 1 msec) Øgwiazda neutronowa • Z energii termicznej powstają kwanty g, które anihilują w pary e+e- neutrina termiczne

Neutrina z Supernowych Ø Neutrina unoszą 99% całkowitej energii z wybuchu SN Ø Puls termiczny trwa kilka sekund Ø W ciągu tych kilku sekund energia neutrin przekracza całą widzialną energię Wszechświata Ø Neutrina są jedynym źródłem informacji o tym, co się działo w rdzeniu zapadającej się gwiazdy, z którego tworzy się gwiazda neutronowa Ø Neutrina docierają wcześniej niż światło Ø Neutrina są w stanie dotrzeć z SN niewidocznych w świetle widzialnym Jedyny problem: Jak je zaobserwować?

Pojawiła się w Wielkim Obłoku Magellana 23 lutego 1987. SN Odległość: 170000 ly Pierwsza tak bliska SN zauważona od 1604 r. Pierwsza obserwacja neutrin spoza układu słonecznego. 1987 A Zdjęcia z teleskopu Hubbla

Neutrina z SN 1987 A Szczęśliwie działały wtedy 4 wielkie detektory podziemne zdolne wykryć po kilka(naście) neutrin każdy! ØKamiokande (Nobel 2002) ØIMB ØBaksan ØLSD Japonia USA Rosja Francja 11 przypadków 8 przypadków 5 przypadków ? ? ? Obserwacje te potwierdziły, że procesy poznane w laboratoriach oraz wymyślone na ich podstawie modele tego, co dzieje się w odległości 170000 ly, w zupełnie innych warunkach niż znane na Ziemi są słuszne!

Neutrina atmosferyczne Ø Z supernowych przybywają promienie kosmiczne ØNa wysokości ok. 40 km produkują mezony p, K Ø Mezony rozpadają się na miony i neutrina Ø Miony też się rozpadaja na neutrina i elektrony Jeśli chcemy obserwować neutrina musimy uciekać pod Ziemię – gwiazdy można obserwować z kopalni!

Astrofizyka neutrin wielkich energii Źródła przyśpieszające protony generują z grubsza te same liczby neutrin co i kwantów gamma of gamma rays and neutrinos ! • Neutrina nie są absorbowane w żródłach • Neutrina nie oddziałują podczas propagacji Background: atmospheric neutrinos Signal from cosmic accelerators

Jak obserwować neutrina? Skoro tak słabo oddziałują, że mogą uciec niezaburzone z gwiazd , to jak je złapać? Trzeba: Zbudować wielkie detektory pod Ziemią czyli najlepiej obserwować Słońce z kopalni! Np. Detektor Super-Kamiokande

Detektory w kopalni Kamioka Experymenty: • Kamiokande • Super-Kamiokande • Kam. Land:

Wjazd do kopalni Kamioka

Detektor Super-Kamiokande 42 m n 50, 000 ton bardzo czystej wody n 1000 m pod ziemią n 11, 146 fotopowielaczy (PMT) o średnicy 20 cali n 1, 885 PMT w warstwie zewn.

Detektory Czerenkowa Gdy cząstka porusza się z prędkością (gdzie v to prędkość światła w wodzie) emitowane są fotony światła pod kątem: gdzie n to współczynnik załamania światła; w wodzie n=1. 33

Fotopowielacze Średnica 20” Niepewność określenia czasu 1 nsec

Super-Kamiokande w trakcie napełniania

Mion zarejestrowany w SK czas życia mionu 2. 2 msec

Amanda / Ice Cube Można też wykorzystać światło Czerenkowa w lodzie i umieścić fotopowielacze pod warstwą 2 km lodu na Antarktydzie. 1 km deep under water / ice m Planowany eksperyment: ICE CUBE, 100000 m 3 ~ 5000 PMTs

Zagadka neutrin atmosferycznych

Atmosph

Rozkłady kątowe ne i n M. C. simulations (without oscillations) czyli ne pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast n „gubią się” tym bardziej im dłuższa droga

Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande

Co się stało z n po drodze przez Ziemię? A co by było gdyby:

Przekroje czynne n Prawdopodobieństwo oddziaływania znacznie mniejsze niż: bo masy: m 106 Me. V t 1777 Me. V Czyli jeśli do detektora docierają n zamiast n to je znacznie trudniej obserwujemy.

Zmiana zapachu neutrin a Model Standardowy Dotychczas zakazana! Na ile trzeba rozszerzyć Model Standardowy żeby uwzględnić zmianę zapachu neutrin?

Oscylacje neutrin Stany o masach: zmienia się w czasie propagacji i stąd: z prawdopodobieństwem: L odl. do detektora E energia neutrina

Neutrino oscillations

Jak nm znikają w funkcji zmiennej L/E? Oscillation Decay Decoherence Prawdopodobieństwo przeżycia m Alternatywne (do oscylacji) hipotezy wykluczone.

Parametry oscylacji opisujące neutrina atmosferyczne: n n

Zagadka neutrin słonecznych i jej rozwiązanie

Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko ne

Eksperymenty „słoneczne” • Radio-Chemiczne(CC): Homestake (Chlor), Gallex (Gal), SAGE (Gal), GNO (Gal) • Rozpraszanie elastyczne na elektronach (CC+NC): Kamiokande (Water-Cherenkov), Super-Kamiokande (Water-Cherenkov), Borexino (ciekły scyntylator) • Cherenkov (CC): SNO (Deuter) • Cherenkov (NC): SNO (Deuter)

Neutrina przybywają ze Słońca

Neutrinografia Słońca z kopalni Kamioka faktyczny rozmiar Słońca – pół pixela

Zliczanie neutrin słonecznych w SK neutrino elektronowe Dane: • 287, 000 przypadków • 22, 400 przypadków słonecznych inne typy neutrin Oczekuje się: • 48, 200 słonecznych neutrin Obserwuje się tylko połowę oczekiwanych ne

SNO (Sudbury Neutrino Observatory) • Nowy wodny detektor czerenkowski: – – 2 km pod ziemią 1000 ton D 2 O 104 - 8” PMTs 6500 ton H 2 O

SNO detector Głębokość: 2200 m Miejsce: Sudbury, Canada

n Reactions in SNO Charged Current Reaction: CC n e + d ® p + e- Ethres= 1. 4 Me. V � 6 -9 events per day � ne flux and energy spectrum � Some directional sensitivity (1 - 1/3 COSqe) e e. W n Neutral Current Reaction: nx + d ® nx + p + n � 1 -2 or 6 -8 events per day NC (different detection mechanisms) � Total solar 8 B active neutrino flux Elastic Scattering Reaction: ES Z n x + e - ® n x + e- e e- Ethres = 2. 2 Me. V n/p � 1 -2. 5 events per day � Directional sensitivity (very forward peaked) p e. W e n/p Ethres = 0 Me. V e e- W e e- e- Z e

Wyniki eksperymentu SNO Calculated/measured: Neutron bkg 78± 12 (Cher) bkg 45± 15 Fit: CC 1968 ES 264 NC+n bkg 654

Oscylacje neutrin – wyniki ze SNO i SK SNO SK CC = e CC = 1. 76 0. 11 [x 106/cm 2/s] ES = e +0. 154 , ES = 2. 32 0. 09 , = 3. 45 0. 65 X = 5. 21 0. 66 (całkowity strumień) ( SSM = 5. 05+1. 01/-0. 81) SK

Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

Słoneczne ne transformują się: w drodze z miejsca produkcji w rdzeniu Słońca do detektorów.

Oscylacje 3 zapachów Przy 3 generacjach są 3 Dm 2’s ale tylko 2 różnice są niezależne: „From neutrinos to cosmic sources”, lecture 5 2003

Co wiemy o masach neutrin? Atmosferyczne Słoneczne Czyli co najmniej jedna masa: Z bezpośrednich pomiarów masy: m( e)< 2. 2 e. V Stąd: „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

Neutrina reliktowe Pozostałe po Wielkim Wybuchu: Neutrinowa ciemna materia: - neutrinowa część całkowitej energii Wszechświata

Wkład neutrin do energii Wszechświata Z oscylacji: (jest to 25% energii z całkowitej widzialnej materii) Z drugiej strony z pomiarów bezpośrednich: Jednakże kosmologia CDM wymaga, żeby: (jeżeli zbyt wiele energii niosą neutrina trudne jest zrozumienie jak formowały się galaktyki i wielkie struktury) „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio

Podsumowanie Od 1998 roku dowiedzieliśmy się, że: Ø Atmosferyczne neutrina mionowe oscylują: Eksperyment akceleratorowy K 2 K potwierdza oscylacje neutrin atmosferycznych Ø Słoneczne neutrina elektronowe oscylują: Eksperyment reaktorowy Kam. LAND potwierdza to rozwiązanie Ø Przyszłość: wiele nowych projektów. . i możliwych niespodzianek