Zagadki neutrinowe - fuw.edu.plkrolikow/ElementyFizykiCzastek2k12/wyklad11... · ed! e-pp ν xd !...

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 1

Zagadki neutrinowe

!  Deficyt neutrin atmosferycznych w eksperymencie Super-Kamiokande

!  Deficyt neutrin s!onecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO

!  Mieszanie neutrin i oscylacje


Z aktywnych j"der galaktyk

Naturalne #ród!a neutrin

S!oneczne

Z supernowej w centrum Gal.

Z wn$trza Ziemi

Pozosta!e z wielkiego wybuchu:

Atmosferyczne

Ju% obserwowano Ju% obserwowano!


Zagadka neutrin atmosferycznych


Neutrina atmosferyczne Neutrina oddzia!uj" s!abo. Dla ~1 GeV

Dla 1 ! prawd. oddz. na drodze ~40m:

Liczba neutrin, które wpadaj" w ci"gu 1 dnia do detektora przez powierzchni$

Czyli nie jest tak #le – mo%emy si$ spodziewa& ~ 20 przyp na dzie'

Potrzebny du%y detektor i to pod ziemi".

GeV Ale strumie':


!  Widma neutrin s" przewidywane na podstawie znajomo(ci widma promieniowania kosmicznego

!  Du%e rozbie%no(ci pomi$dzy pomiarami

!  Strumienie neutrin mo%na przewidzie& z dok!adno(ci" najwy%ej 20%

!  Ale stosunek:

mo%na przewidzie& znacznie lepiej

Widma energetyczne pomijam


Atmosph

Stosunek ro(nie przy wi$kszych energiach bo nie wszystkie miony rozpadaj" si$ przed dotarciem do Ziemi.

W eksper. nie odró%niamy neutrin od antyneutrin –

mówimy ogólnie o „neutrinach”


Zatrzymuj"cy si$ mion w Super-Kamiokande

Ka%dy punkt to jeden fotopowielacz (PMT)

Kolory – czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z

wierzcho!ka

Energia – obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT

Oddzia!ywanie neutrina bo brak sygna!u w detektorze

zewn$trznym

Czerwony pier(cie' od elektronu z rozpadu mionu


Identyfikacja cz"stek

elektrony, kwanty gamma:

miony, piony, protony:

Rozmyty pier(cie' bo elektrony z kaskady elmgt ulegaj" wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb.

Wtórne nukleony N2 s" najcz$(ciej poni%ej progu Czerenkowa.

D. Kie!czewska, wyk!ad 10

Klasyfikacja przypadków w Super-K

Upward stopping µ

"  ró%ne zakresy energii "  ró%ne techniki analizy "  ró%ne b!$dy syst.

Upward through-going muons

oddzia!ywania ν w skale pod detektorem

Przypadki wewn$trzne:

Fully contained FC

Partially contained PC

wychodz"ce to g!ównie µ"

Oddz. neutrin trzeba oddzieli& od wchodz"cych kosmicznych mionów (3Hz)

9

pomijam


Widma energii neutrin Fully contained

FC

Partially contained PC

Upµ stop

Upµ thru

10


•  Strumienie ! jako funkcje energii i k"tów •  Oddzia!ywania ! zale%nie od ich zapachu i energii •  P$dy i typy cz"stek wyprodukowanych przez ! •  Wtórne oddzia!ywania w j"drach (np. 16O ) •  Oddzia!ywania i rozpady cz"stek w trakcie propagacji przez np. wod$ •  Symulacje efektów detektorowych np.

•  emisja fotonów Czerenkowa •  absorpcja, rozpraszanie i odbicia fotonów •  prawdopodobie'stwo wybicia fotoelektronu z katody

•  Rekonstrukcja wygenerowanych przypadków u%ywaj"c tego samego softwaru co dla rzeczywistych przypadków

Symulacje Monte Carlo Celem symulacji jest wygenerowanie próbki oczekiwanych przypadków, które wygl"daj" jak prawdziwe.

W programie MC uwzgl!dnia si!:

próbki Monte Carlo

Podobne symulacje robi si$ we wszystkich eksperymentach z fizyki cz"stek.


Data MC 1ring e-like 772 708 µ-like 664 968

Sub-GeV

Data MC 1-ring e-like 3266 3081 µ-like 3181 4704

Multi-GeV

Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.)

Obliczamy podwójny stosunek, aby skasowa& b!$dy strumieni:

Obserwuje si$ za ma!o neutrin mionowych!


Wyniki Super-Kamiokande - przypadki zewn$trzne

Up through-going µ, (1678 dni) Dane: 1.7 +- 0.04 +- 0.02 (x10-13 cm-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

13


Wyniki z ró%nych eksperymentów

Deficyt mionów obserwowano w wi$kszo(ci eksperymentów, ale %eby stwierdzi&, %e odkryto now" fizyk$ trzeba czego( wi$cej........

pomijam


Atmosph k"t zenitalny


Rozk!ady k"towe !e i !µ

niebieskie: symulacje MC (bez oscylacji)

czyli !e pokonuj" drog$ przez Ziemi$ tak, jak oczekiwano natomiast !µ „gubi" si$” tym bardziej im d!u%sza droga


Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych?

W atmosferze powsta!y: "W detektorach pod Ziemi" obserwujemy:

!e tak, jak oczekiwalismy

!µ gubia sie po drodze

!" ??Wygl"da na to, %e po drodze nast"pi!a transformacja:

Czyli liczba leptonów osobno w ka%dej rodzinie

nie jest zachowana

Gubienie nie mo%e by& z powodu oddzia!ywa', bo:

Odkrycie oscylacji neutrin w 1998

Z udzia!em UW


Solar neutrinos other place where!! are missing

„From neutrinos to cosmic sources”, D. Kie!czewska and E. Rondio

Neutrina s!oneczne (kolejna zagadka brakuj"cych neutrin)


Reakcje fuzji termoj"drowej w S!o'cu p+p—> !e+e++d 0.42MeV max

p+ e-+ p—> !e+d 1.44 MeV

d+p—> #+3He 3He+3He—> 4He+p+p

3He+4He—> 7Be+#"

7Be+ e-—> !e+7Li .86 MeV

7Be+p—> 8B+#"

7Li+p—> 4He+ 4He

8B—> e-+!e+8Be 15 MeV max

8Be—> 4He+ 4He

ppI (85%)

ppII (15%) ppIII (0.01%)

rzadkie ale !atwiejsza detekcja


Jak (wieci S!o'ce?

S!o'ce (wieci dzi$ki energii z reakcji termoj"drowych w rdzeniu gwiazdy.

!" =2Lsun25MeV

14# (1AU)2

= 7 $1010 sec%1 cm%2

gdzie Lsun to (wietlno(& S!o'ca:

1AU to odleg!o(& ze S!o'ca do Ziemi

z pomiarów na Ziemi

20


Eksperymenty s!oneczne

Homestake S.Dakota USA 615 37Cl(νe,e-)37Ar 1968 stopped

SAGE Galex/GNO

Baksan, Russia Gran Sasso, Italy

50 30

71Ga (νe,e-)71Ge 71Ga (νe,e-)71Ge

1990 stopped 1992 stopped

Kamiokande Kamioka, Japan 2000 νxe- ! νxe- 1986 stopped Super Kamiokande

Kamioka, Japan 50000 νxe- ! νxe- 1996

SNO Sudbury, Canada 8000 νed! e- pp νxd ! νx np

νxe- ! νxe-

1999 stopped

Borexino Gran Sasso, Italy 300 νxe- ! νxe- 2007

KamLand Kamioka, Japan 1000 and nd " d)

2001

Name Location Mass (tons) Reaction Start

!e p" e+n


Widmo energetyczne neutrin s!onecznych

Uwaga: tylko  !e


Eksperymenty Radiochemiczne

#  Wyprodukowane izotopy s" promieniotwórcze z niezbyt d!ugim czasem %ycia – s" okresowo wydobywane ze zbiornika i zliczane

#  Nie ma informacji o czasie zaj(cia oddzia!ywania ani o kierunku neutrina"

Po raz pierwszy do detekcji neutrin u%yto - reakcji:

U%ywano te%:


Eksperyment chlorowy w Homestake W Pd. Dakocie

615 ton C2Cl4

Zbiera! dane od 1968 przez ok. 30 lat

Nagroda Nobla dla R. Davisa w 2002

#  37Ar ma czas rozpadu (na wychwyt elektronu): 35 days #  Atomy argonu s" wydmuchiwane przy pomocy helu co kilka tygodni - powstaje oko!o 1 atom na 2 dni


Wyniki eksperymentu chlorowego

Liczba zlicze' = 0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzie'

2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU

Liczba zlicze z pojedynczych ekstrakcji


Wyniki eksperymentów radiochemicznych

przewidywania pomiary

Przewidywania zgodnie z modelem „SSM” - Standard Solar Model:

- sk!ad: H-34%, He-64% - wiek 4,5 mld lat

Deficyt neutrin


Wodne detektory

Czerenkowa BOREXINO, KAMLAND(2): Liquid Scintillator

#  Super-Kamiokande - z lekk" wod" #  SNO - z ci$%k" wod"

Mierzy si$: !  kierunek neutrin !  czas ka%dego zdarzenia

!


Pomiary neutrin s!onecznych w Super-Kamiokande

Pami$tamy, %e w wyniku reakcji termoj"drowych powstaj" tylko

Jakie reakcje mog" wywo!ywa& !e o energii poni%ej 14 MeV w lekkiej wodzie (i wyprodukowa& widoczn" cz"stk$)?

tylko gdy E!>18 MeV

Pozostaje:

Wprawdzie ma!y przekrój czynny, ale elektron wys!any do przodu

n zwi"zany


Super-K: neutrina przylatuj" ze S!o'ca

sygna!

t!o Faktyczny rozmiar S!o'ca – * piksela. Rozmycie z powodu rozpraszania Kulomb. elektronów.


Super-K: znów deficyt

obserwowano 22,400 przypadków

przewidywano wg. SSM: 48,200 przypadków

po 1496 dniach

oczekiwane z SSM


Super-K: pory roku

Parametry orbity zmierzone za pomoc" neutrin (linie pokazuj" prawdziwe parametery):

68%

95% 99.7%

I VI XII


Klucz do zagadki neutrin s!onecznych

#  W kilku eksperymentach obserwujemy deficyt #  Eksperymenty radiochemiczne mierzy!y tylko neutrina elektronowe #  Super-Kamiokande mierzy! reakcj$, w której mog!y bra& udzia! ró%ne typy neutrin

Musimy zmierzy& osobno neutrina


SNO (Sudbury Neutrino Observatory)

•  Inny wodny detektor czerenkowski:

–  2 km pod ziemi" –  1000 ton D2O –  104 - 8” PMTs –  6500 ton H2O


Reakcje „Charged Current” : Tylko dla !e Elektrony s!abo pami$taja kierunek

neutrina

Reakcje „Neutral Current”: Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrowa& neutrony

Reakcje rozpraszania elastycznego Dla wszystkich zapachów ale najwi$ksza wydajno(& dla !e

Elektrony pami$taj" kierunek neutrina

!e + d ! p + p + e- Ethres= 1.4 MeV"

CC!

NC!

ES!

!x + e- ! !x + e- Ethres = 0 MeV"

!x + d ! !x + p + n Ethres = 2.2 MeV"

Reakcje ! w SNO

!e e-

n p W

!" !"

n/p n/p Z

!e e-

e- !e W

!"e-

W !e

e- e-

!e Z e- !"


Results from D2O SNO


!e + d ! p + p + e- Ethres= 1.4 MeV"

CC!

NC!

ES!

!x + e- ! !x + e- Ethres = 0 MeV"

!x + d ! !x + p + n Ethres = 2.2 MeV"

Zmierzono w eksperymencie SNO

!e e-

n p W

!" !"

n/p n/p Z

!e e-

e- !e W

!"e-

W !e

e- e-

!e Z e- !"

oddzia!ywa'

oddzia!ywa'

oddzia!ywa'

Wykorzystuj"c ró%ne cechy obserwowanych przypadków stwierdzono:

Rozk!ad k"towy elektr. izotropowy

Stowarzyszone neutrony

Rozk!ad k"towy: elektrony z kierunku S!o'ca


Wyznaczenie strumieni neutrin z eksperymentu SNO

Liczba obserwowanych oddzia!ywa' neutrin o zapachu x:

Znamy kszta!t widma neutrin z rozpadu 8B:

czyli znaj"c przekroje czynne mo%emy znale#&:

masa detektora x czas_obserwacji strumie'

przekrój czynny


!e + d ! p + p + e- Ethres= 1.4 MeV"

CC!

NC!

ES!

!x + e- ! !x + e- Ethres = 0 MeV"

!x + d ! !x + p + n Ethres = 2.2 MeV"

Strumienie neutrin wyznaczone w SNO

!e e-

n p W

!" !"

n/p n/p Z

!e e-

e- !e W

!"e-

W !e

e- e-

!e Z e- !"

! NCe = ! NCµ = ! NC"

! ESµ /"

! ESe

= 0.154

!ES = !e + 0.154!µ /"


Strumie' neutrin s!onecznych mierzony w SNO

(ΦSSM = 5.05+1.01/-0.81)!

[x106/cm2/s]"

Dowód, %e neutrina oscyluj":

Wszystkie neutrina 8B s" obserwowane, ale zmieni!y si$ ich zapachy.

Phys. Rev. C72,055502 (2005)


Co wynika z pomiarów neutrin s!onecznych?

W rdzeniu S!o'ca powsta!y: !e

W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszank$:

Wszystkie dane da si$ wyt!umaczy&, je%eli po drodze nast"pi!a transformacja cz$(ci neutrin elektronowych::cz$(ci

Neutrina oscyluj" mi$dzy stanami o ró%nych zapachach


Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym

u c t d` s` b`

Stany o dobrze okre(lonych masach

nie pokrywaj" si$ ze

u c t d s b

stanami podlegaj"cymi s!abym oddzia!ywaniom:

Mieszanie kwarków:


Analogicznie mo%na wprowadzi& mieszanie neutrin do Modelu Standardowego

Je%eli przyjmiemy, ze neutrina maj" mas$ to

Stany o okre(lonej masie :

Stanami podlegaj"cymi s!abym oddzia!ywaniom:

Mieszanie leptonów:

Nie musz" by& to%same ze


Oscylacje Neutrin – 2 zapachy

zmienia si$ w czasie propagacji, st"d

stany masowe: k"t mieszania: "#

to stany o ró%nych proporcjach stanów !1 ,!2

maj" ró%ne masy ró%ne pr$dko(ci !1,!2

Stosunek


Prawdopodobie'stwo oscylacji – 2 zapachy Stan o masie mk, energii i p$dzie Ek,pk propaguje si$:

Za!ó%my stan pocz"tkowy:

W czasie propagacji proporcja !1,!2 zmienia si$:

Prawdopod., %e w punkcie t,x stan $ jest wci"% w pocz"tkowym stanie $ :


Prawdop. oscylacji – 2 zapachy

Prawdop. przej(cia ze stanu $ do stanu %:

E! – energia neutrina (w GeV)#L - odl. od #ród!a do detektora (km)

parametry oscylacji

warunki eksperymentalne

m - masa (w eV) & - k"t mieszania

Dostaje si$:

Warunek zaj(cia oscylacji: !  co najmniej jeden ze stanów musi mie& mas$ !  2 stany masowe nie mog" mie& tej samej masy


Czu!o(& na oscylacje

E! (MeV) L (m) Supernowe <100 >1019 10-19 - 10-20

S!oneczne <14 1011 10-10 Atmosferyczne >100 104 - 107 10-4 Reaktorowe <10 <106 10-5

Akceleratorowe z krótk" bas"

>100 103 10-1

Akceleratorowe z d!ug" bas"

>100 <106 10-3

Zagadki neutrinowe - fuw.edu.plkrolikow/ElementyFizykiCzastek2k12/wyklad11... · ed! e-pp ν xd !...

Documents

Transcript of Zagadki neutrinowe - fuw.edu.plkrolikow/ElementyFizykiCzastek2k12/wyklad11... · ed! e-pp ν xd !...