rda neutrin rda naturalne v Neutrina atmosferyczne v

Źródła neutrin Źródła naturalne: v Neutrina atmosferyczne v Neutrina słoneczne v Neutrina z Supernowych v Źródła neutrin wielkich energii v Neutrina reliktowe Źródła sztuczne: v Akceleratorowe v Reaktorowe v Plany na przyszłość Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 1

Naturalne źródła neutrin Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 2

Neutrina atmosferyczne v Pierwsze neutrina atmosf. obserwował Reines et al. w 1965 w kopalni złota w Pd. Afryce, v W latach 1970 Grand Unified Theories przewidują rozpady protonów PDK v Do poszukiwania PDK zbudowano wielkie podziemne detektory czerenkowskie (IMB, Kamioka) v Badano atmosf. neutrina jako tło dla PDK v Nie znaleziono PDK Natomiast Ø Wykryto neutrina z SN 1987 A Ø oraz oscylacje neutrin Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 3

gora 1 Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 4

Widmo promieni kosmicznych v Na podstawie tych pomiarów (oraz pomiarów mionów atmosf. ) liczone są oczekiwane widma i strumienie neutrin. v Absolutne strumienie neutrin mają niepewność ok. 20% Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 5

Przewidywane strumienie neutrin atmosf. Stosunek strumieni może być obliczony z precyzją ok. kilku % Widma zależą od szerokości geomgt. oraz fazy cyklu aktywności słońca Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 6

Thermonuclear fusion reactions p+p—> ν e+e++d 0. 42 Me. V max p+ e-+ p—> ν e+d 1. 44 Me. V d+p—> γ +3 He 3 He+3 He—> 4 He+p+p 3 He+4 He—> 7 Be+ γ e-—> ν e+7 Li . 86 Me. V 7 Li+p—> 4 He+ 4 He pp. II (15%) pp. I (85%) 7 Be+p—> 8 B+γ 8 B—> e-+ν e+8 Be 15 Me. V max rare but easier to measure 8 Be—> 4 He+ 4 He pp. III (0. 01%) Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 7

Oszacowanie strumienia neutrin where Lsun is the Sun luminosity 1 AU is the distance from Sun to Earth Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 8

Solar Neutrino Spectrum Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 9

Stellar evolution Interplaneta ry nebula A large, dense, cool nebula (up to 106 Mo, temp. ~10 K) Protostar Gravitation energy is transformed into heat; A gravitating matter condensation grows to ~10 -100 M o Star Fusion reactions start changing H into He Black Dwarf Neutron Star Super nova Hole M ~ 8 M White Dwarf Energy supply is depleted, radiation pressure decreases. Core contracts, its temperature grows, igniting hydrogen in the envelope. This leads to expansion of external layers. M ~ Red Super- Increase of surface leads to decreased envelope Giant temperature. SN Black Red Giant M >> Stellar core contracts, temperature rises, making possible nuclear fusion of heavier elements. Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 10

Origins of gravitational collapse Major thermonuclear reactions: Reaction Ignition temperature (in millions of deg K) 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 10 100 600 1500 4000 6000 Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 Onion structure with some fuel still burning at boundaries 11

Neutrinos from Supernovae • 56 Fe has maximum binding energy no more fusion and no more heat production • When a core of iron reaches a mass of 1. 4 solar masses the gravitation wins and the core collapses • Electrons of iron atoms are absorbed by protons: prompt neutrinos neutron star • Heat gives rise to gammas which produce e+ e- pairs: thermal neutrinos Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 12

Neutrinos from gravitational collapse Occurs for a star heavier than 8 solar masses when its core exceeds Chandrasekar’s limit of M=1. 4 solar mass. A neutron star of a radius of r about 20 km is formed. The released energy is „neutron star binding energy”: 99% of this energy is carried away by neutrinos; neutrino luminosity L~ 3 x 1053 ergs 1% goes into kinetic energy of the envelope particles Only 0. 01% goes into light And yet it’s 1049 ergs while our sun emits 1033 ergs/sec Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 One SN shines as 1016 Suns!13

SN 1987 A Więcej na specjalnym wykładzie dot. SN 1987 A Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 14

Cosmic sources of very high energy neutrinos Not yet observed - many experiments current and future to search for them. Many cosmic, rotating sources have strong mgt fields, giving rise to electric fields They can act as accelerators of high energy particles Many are binary systems i. e. have a partner which supplies target matter for meson, muon and neutrino production Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 15

Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 16

High-Energy Neutrino Astrophysics Ø Proton accelerators generate roughly equal numbers of gamma rays and neutrinos ! ØNeutrinos are not absorbed in the sources because they interact only weakly during propagation Ø Many gammas are absorbed or their energy decreased during propagation Background: atmospheric neutrinos Expected signals from cosmic accelerators AGN – active galactic nucleus Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 17

Active Galactic Nuclei • Powered by accretion onto massive black holes (masses 106 -1010 MSolar) • Accretion transport matter inwards and angular momentum outwards • Relativistic jets Models of GRBs imply neutrino emission 2 possible mechanisms leading to large energy release vshort GRB – merging NS – NS (? ) vlong GRB - Collapsar (called also hypernova, energetic supernova) Elliptical Gallaxy M 87 emitting a relativistic jet, as seen by Hubble Space Telescope in visible spectrum Collapsar v SN explosion v very heavy star collapsing into fast rotating black hole Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 18

Obserwatorium Pierre Auger Sieć powierzchniowa 1600 stacji rozstaw 1. 5 km 3000 km 2 Detektor Fluorescencyjny 4 budynki teleskopów łącznie 24 teleskopy H. Wilczyński, IFJ D. Kiełczewska wykład 2 19

Obserwatorium Pierre Auger H. Wilczyński, IFJ styczeń 2010 Neutrina GZK Galaktyczne pozagalaktyczne D. Kiełczewska wykład 2 20

The standard cosmic neutrino background (CνB) history as provided by Big Bang v Around 1 Me. V neutrinos decouple because they don’t have enough energy for: Relic neutrinos v because of „reheating” via v From that point Tν /Tγ is constant (both go as 1/R) v Gammas decouple when electrons bound into atoms v Present temperatures CMB photons v Average densities v Presently not measerable Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 21

(Wo)Man-made sources of neutrinos Ø Reactor antineutrinos Ø Accelerator neutrinos Ø Plans for future: v β - beams v Neutrino factories Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 22

INSS 2011 -Lasserre Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 23

Spectrum of reactor antineutrinos νe+p→n+e+ cross section Calculated reactor νe spectrum Neutrinos with E<1. 8 Me. V are not detected So in practice only ~1. 5 neutrinos/fission can be detected above threshold Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 24

Fuel evolution: burnup More than 99. 9% of νe’s are products of fissions in 235 U, 238 U, 239 Pu, 241 Pu. Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 25

Reactor Power vs. Neutrino Flux Ø Reactor neutrino rate is proportional to its power! Chooz (Belgium) Ø Antineutrino emission is isotropic and therefore its flux decreases with square of distance from reactor! Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 26

Expected n interactions in the detector: ~ 2 events/day Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 27

Japan (JPARC) Fermilab (USA) Japan (KEK) Neutrino production starts with acceleration of protons CERN Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 28

Neutrinos produced in accelerators In order to have high energy neutrinos one needs to: Ø Accelerate protons Ø Make those protons interact in a target to produce many mesons Ø Allow pions to decay Ø Collimate pions to form a beam Ø Absorb remaining charged particles at the end of the beam line Ø To avoid admixtures try to reduce decays: Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 29

Horns albo rogi magnetyczne Róg paraboliczny zachowuje się jak soczewka Odwrócenie prądu daje: INSS 2011, A. Marchioni Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 30

Horns albo rogi magnetyczne Przewidywane strumienie neutrin w Super-wiązce: CERN-Frejus INSS 2011, S. Gilardoni v Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 31

Wiązka Nu. Mi (używana przez MINOS) Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 32

Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 33

Wiązki „off-axis” Rozważamy rozpad: W cms pionu: Policzmy kąt, pomiędzy pędem neutrina i pionu w lab: Z tranf. Lorentza dla mν=0: Dla relat. pionów: Czyli: Ø dla Eν>> 30 Me. V kąty ϑ są małe i ograniczone z góry Ø dla ustalonego kąta ϑ>0 energia Eν nie zależy od pędu pionu i też jest ograniczona z góry Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 34

Wiązki „off-axis” Dla p+12 C przy 12 Ge. V K. T. Mc. Donald, ar. Xiv: hep-ex/0111033, 2001 v Quasi monochromatic neutrino beam v Tunable peak energy v Reduced tail at high ν energies helps to reduce background due to production of pions Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 35 Neutrino energy

Widmo neutrin T 2 K docierających do SK Otrzymane za pomocą pakietu JNUBEAM Przez M. Pfutznera (Praca licencjacka, 2010) Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 36

T 2 K neutrino beam Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 37

New neutrino beam – J-PARC Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 38

T 2 K neutrino beam – J-PARC • • Budowa: 2004 -2009 Przyspieszanie: LINAC, RCS (3 Ge. V), główny pierścień (30 Ge. V) 6 pakietów (bunches) na impuls wiązki (spill), od jesieni 2010 – 8 Tarcza grafitowa (91 cm dł. ) 3 rożki magnetyczne @ 250 k. A (320 k. A od jesieni 2010) Rura rozpadowa wypełniona helem (96 m) Na końcu rury rozpadowej - absorber hadronów i monitor mionów (mierzy kierunek i intensywność mionów) 280 m od źródła wiązki – kompleks bliskich detektorów Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 39

Pierwsze wyniki na wiązce T 2 K Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 40

Superbeams Bardziej intensywne wiązki konwencjonalne z użyciem „proton drivers” INSS 2011, S. Gilardoni Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 41

Neutrino future beams Conventional high power beams - a problem of background for e. Neutrino factories - a new type of accelerator Magnetic field is necessary in detectors β – beams – electron neutrinos or anti-neutrinos Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 42

Wiązki beta Rozpatrywane rozpady: Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 43

Wiązki beta Produkty rozpadu poruszają się w paczkach, co daje impulsową wiązkę neutrin – pozwala zredukować tło neutrin atmosf. Np: 20 paczek długości 5 ns, przy obiegu 23 μsec daje 0, 5% „duty cycle” Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 44

Wiązki beta Np: Zalety wiązek beta: czyste (anty)neutrina elektronowe; znane widmo INSS 2011, S. Gilardoni Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 45

Neutrino Factories Czyste wiązki INSS 2011, S. Gilardoni Fizyka cząstek II D. Kiełczewska wyklad 2 Ø Konieczny detektor z polem mgt Ø Dobrze znane widmo neutrin Ø Etap pośredni kolajdera 46 mionowego?