Neutrina najdziwniejsze czstki materii Krzysztof Graczyk Instytut Fizyki

Neutrina – najdziwniejsze cząstki materii Krzysztof Graczyk Instytut Fizyki Teoretycznej Uniwersytet Wrocławski Wrocławska Grupa Neutrinowa: http: //wng. ift. uni. wroc. pl 1

Neutrina – cząstki elementarne n n n Są trzy rodzaje ale „jeden rodzaj może stać się innym”. Są masywne, ale nikt ich nie „zważył” i do niedawna myślano, że są bezmasowe. Są „niewidzialne” ale mierzalne. By „zatrzymać” antyneutrino słoneczne w wodzie należałoby zbudować zbiornik o długości 50 lat świetlnych!!! W wielkim wybuchu powstało około 330 neutrin na cm 3. We wszechświecie jest około 100 000 razy więcej neutrin niż protonów.

Jak To Z Neutrinem Było? Od naiwnej hipotezy do eksperymentu, czyli rozpaczliwy sposób utrzymania zasady zachowania energii. . .

Rozpad b a neutrino Węgiel 14 Azot 14 + 1931 Hipoteza W. Pauliego o istnieniu tajemniczej cząstki Węgiel 10 Bor 10 + Utrzymać zasadę zachowania energii!!!!!!!

W. Pauli E. Fermi: 1933 r – pierwszy model teoretyczny – nazwa: neutrino –(wł. bardzo małe, neutralne) W. Heinsenberg Oddziaływania słabe!!! Neutrino: neutralna cząstka będąca fermionem z bardzo małą masą Przeciętny człowiek zawiera w sobie około 20 miligramów Potasu(40), będący radioaktywnym pierwiastkiem. Zatem każdy z nas emituję 340 milionów neutrin w ciągu dnia.

1956 – doświadczalne potwierdzenie istnienia neutrin: F. Reines, C. Cowen – Nagroda Nobla 1995. 15 mikrosekund po pierwszym błysku antyneutrino Pierwszy błysk 400 litrów wody i chlorku kadmu Reaktor produkował strumień około 1013 neutrin na cm 2 na sekundę.

W zwolnionym tempie. . .

Neutrino cegiełka wszechświata? Czyli trochę własności i. . . zależności

Jak rozpoznać cząstkę n n Potrafimy rozpoznać z jaką cząstką mamy do czynienia po tym w jaki sposób została wyprodukowana, lub jak oddziałuję. Ewentualnie możemy spróbować zmierzyć masę. Zwykle różne cząstki mają różne masy (z wyjątkiem kwarków). Nieobserwowane!!! elektron Rozpad b elektron mion Rozpad pionu mion Mion „starszy brat” elektronu (ten sam ładunek ale cięższy około 200 krotnie)

Trzy rodzaje neutrin Neutrino elektronowe 1956 r 1897 r n p Neutrino mionowe 1962 r Neutrino tauonowe 2000 r n 1977 r p Tauon jest około 18 razy cięższy od mionu n 1936 r p

Neutrino czy Antyneutrino? Dirac czy Majorana? Rozważmy dwa rozpady pionów: Detektor lewoskrętny Detektor prawoskrętne

Jak oddziałują p W+ p W- n oddziaływanie z wyminą ładunku n, p, e Z 0 n n, p, e oddziaływania neutralne S. L. Glashow, S. Weinberg, A. Salam (1961 -1968) Oddziaływania Elektrosłabe

Cztery żywioły – Neutrina ważnym elementem układanki n n Grawitacja – grawiton: G. Elektryczność i Magnetyzm – foton: g. Oddziaływania Silne – gluon: g. Oddziaływania Słabe – bozony: W+, W-, Z 0. KWARKI • Pierwsza rodzina LEPTONY u d e- ne c s m- nm t b t- nt • Druga rodzina • Trzecia rodzina oraz odpowiednio antykwarki i antyneutrina Trzy rodzaje neutrin!!!

Oscylacje Zadziwiająca zmiana ubrania. . .

Skąd wiemy, że są masywne … Oscylacje B. Pontecorvo 1958 Źródło Detektor L Oscylacje zachodzą wtedy i tylko wtedy gdy neutrina mają masę!!!

Oscylacje, Słońce, Atmosfera Słońce: procesy termojądrowe – produkcja niskoenergetycznych ne(85%). Jest ich około 2 x 1038 na sekundę. Przez Ziemię przechodzi 6 x 1010 neutrin w ciągu sekundy na cm 2. Problem neutrin słonecznych: Homestake (1968) – ze Słońca dociera tylko 1/3 spodziewanych neutrin elektronowych. Neutrina atmosferyczne: powstają na wysokości od 10 do 20 km nad Ziemią. Mają energię ponad 1000 razy większą niż słoneczne. Przeciętny człowiek „łapię” w ciągu całego życia jedno neutrino atmosferyczne!!! Neutrina atmosferyczne mionowe i elektronowe są Produkowane w stosunku 2: 1. Zmierzono stosunek 1. 3 do 1: anomalia neutrin atmosferycznych

Pomiar neutrin Czyli o dużych rozmiarach. . .

Źródło Neutrin n Neutrina ze źródeł naturalnych q Neutrina związane z promieniowaniem kosmicznym (od małych do dużych energii). q Neutrina pochodzące z Wielkiego Wybuchu. q Neutrina z Supernowych – gdy wielka masywna gwiazda zaczyna się zapadać by eksplodować w przez kilka sekund zanim się zapadnie emituje głównie neutrina (sygnał neutrinowy), które unoszą ze sobą więcej energii niż do tej pory gwiazda wyprodukowała. q Neutrina atmosferyczne. q Neutrina Słoneczne. n Neutrina ze źródeł sztucznych (kontrolujemy energię i wiemy z jakiego kierunku przybywają) q q Neutrina z reaktorów jądrowych, 5 x 1020 na sekundę (standardowy reaktor). Neutrina powstające w akceleratorach.

Jak zobaczyć neutrino n Słabo oddziałują – bardzo duże detektory (albo gęste) i długo czekać!!! q n n n W przypadku wiązki neutrin zawierającej 6 x 1010 neutrin/s – czyli 5184000000 neutrin na dzień, oraz w przypadku detektora zawierającego 1000 ton wody obserwuje się około 30 oddziaływań dziennie. Detektory głęboko pod ziemią by nie zobaczyć niepotrzebnych cząstek (promieniowania kosmicznego). Pomiar produktów oddziaływania: głównie cząstek naładowanych Promieniowanie Czerenkowskie.

Promieniowanie Czerenkowskie Fala uderzeniowa

Promieniowanie Czerenkowskie n Pavel Cherenkov 1934 Destrukcyjna interferencja Konstruktywna interferencja Elektron powoduje zmianę pozycji elektronów w atomach znajdujących się w pobliżu. Elektrony po chwili wracają na swoje pozycje i emitują fotony (fala elektromagnetyczna). nw wodzie światło rozchodzi się 25% wolniej

Promieniowanie Czerenkowskie -- pomiary w wodzie!!! Dla wody n = 1. 33

Super Kamiokande Czyli jak rozwiązano anomalię neutrin atmosferycznych. . .

Super Kamikande – Japonia (1996) n n n 50 000 ton destylowanej wody. Kilometr pod ziemią. Umieszczony w kopalni Cynku. W ciągu 300 dni SK zarejestrowała 44, 000 neutrin słonecznych. Łapie jedno neutrino atmosferyczne na 1. 5 h pomiarów 12 neutrin z wybuchu supernowej 1987 A. 38. 3 m 41. 4 m

11, 146 - fotopowielaczy 5 200 po wypadku Fotopowielacz rejestruje światło, zamienia je na impuls elektryczny i przesyła do centralnego komputera

Można rozróżnić miony od elektronów

Jak to wygląda w SK

SK – rozwiązuje problem anomalii neutrin atmosferycznych Rozpatrzono około 4700 zmierzonych przypadków, zebranych w ciągu 537 dni. Liczba ne- nie zależy od kąta zenitowewego Liczba nm- mocno zależy od kąta -\-

SNO - Sudbury Neutrino Observatory Czyli ostatni brakujący element w rozwiązaniu problemu neutrin słonecznych. . .

SNO 18 m średnicy, Konstrukcja nośna podtrzymującej 9500 fotopowielaczy. 2092 m do góry 1000 ton D 2 O 12 m średnicy, zbiornik akrylowy 17 000 ton, wewnętrznej osłony, H 2 O 5300 zewnętrznej osłony H 2 O W byłej kopalni Niklu

SNO - Sudbury Neutrino Observatory Widok z dołu Widok z boku

SNO – rozwiązano zagadkę neutrin słonecznych n SNO umożliwił pomiar: q q q oddziaływania: neutrino-elektron; oddziaływania neutrin z deuterem poprzez wyminę ładunku; neutralnego oddziaływania neutrin z jądren deuteru. Neutrino oscyluję!!!

Ice. Cube Czyli wcale nie o muzyku a o teleskopie neutrinowym

Biegun południowy, AMANDA, Ice. Cube – Największy detektor w dziejach ludzkości

Ice Cube AMANDA: 80 drutów na każdym po 60 fotopowielaczy.

ICARUS Trochę argonu, trochę CERNu i trochę udziału grupy z Wrocławia. . .

ICARUS czyli jak dokładniej badać oscylację!!! 1. Ustalona odległość. 2. Znana z dużą dokładnością 3. energia wiązki oraz kierunek Eksperymenty tzw. długiej bazy

Ciekły Argon Collection Duża rozdzielczość pomiarowa!!! Eksperyment będzie mierzył nie tylko niedobór neutrin, ale także produkty oscylacji: neutrina tauonowe!!! Induction Tutaj podstawą nie jest efekt Czerenkowa! A jonizacja!

Rekonstrukcja Toru muonu

Dlaczego neutrina są ważne n n Odgrywają istotne znaczenie w zrozumieniu podstawowych praw natury. Mogą mieć istotny wpływ na ewolucję wszechświata. Są doskonałym źródłem do pomiarów astronomicznych (doskonała przenikliwość) – astrofizyka 21 wieku!!!. Pytania: dlaczego tak lekkie? , może więcej niż trzy? Jaką masę mają? Majorany czy Diraca? Wrocławska Grupa Neutrinowa: http: //wng. ift. uni. wroc. pl

KONIEC