Transcript Neutrina – najdziwniejsze cząstki materii

Neutrina –
najdziwniejsze cząstki
materii
Krzysztof Graczyk
Instytut Fizyki Teoretycznej
Uniwersytet Wrocławski
Wrocławska Grupa Neutrinowa:
http://wng.ift.uni.wroc.pl
1
Neutrina – cząstki elementarne





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 cm3.
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
n   p  e

+
Utrzymać zasadę zachowania energii!!!!!!!
W. Pauli
E. Fermi: 1933r – 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 cm2 na sekundę.
W zwolnionym tempie...
Neutrino cegiełka
wszechświata?
Czyli trochę własności i... zależności
Jak rozpoznać cząstkę


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
v
Rozpad b
v
Rozpad pionu
elektron
mion
mion
Mion „starszy brat” elektronu (ten sam ładunek ale cięższy około 200 krotnie)
Trzy rodzaje neutrin
Neutrino elektronowe
e
1956r
e
1897r
n
p
Neutrino mionowe
1962r
Neutrino tauonowe
2000r

n


1977r
p
Tauon jest około 18 razy cięższy od mionu
n

p
1936r
Neutrino czy Antyneutrino? Dirac czy Majorana?
Rozważmy dwa rozpady pionów:




Detektor

lewoskrętny




_

Detektor
prawoskrętne

Jak oddziałują
p

W+
v
p

W-
n
v
oddziaływanie z wyminą ładunku
n,p,e
v
Z0
n
v
n,p,e
oddziaływania neutralne
S. L. Glashow, S. Weinberg, A. Salam (1961-1968)
Oddziaływania Elektrosłabe
Cztery żywioły – Neutrina ważnym
elementem układanki




Grawitacja – grawiton: G.
Elektryczność i Magnetyzm – foton: g.
Oddziaływania Silne – gluon: g.
Oddziaływania Słabe – bozony: W+, W-, Z0.
KWARKI
•Pierwsza rodzina
LEPTONY
u
d
e-
e
c
s


t
b


•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
2

1
.
27

m
L
2
2

P(     )  sin 2 sin 
E


e

Źródło



Detektor
L
Oscylacje zachodzą wtedy i tylko wtedy gdy neutrina mają masę!!!
Oscylacje, Słońce, Atmosfera
Słońce: procesy termojądrowe – produkcja
niskoenergetycznych e(85%). Jest ich około 2x1038
na sekundę. Przez Ziemię przechodzi 6x1010 neutrin
w ciągu sekundy na cm2.
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

Neutrina ze źródeł naturalnych
 Neutrina związane z
promieniowaniem kosmicznym
(od małych do dużych energii).
 Neutrina pochodzące z
Wielkiego Wybuchu.
 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.
 Neutrina atmosferyczne.
 Neutrina Słoneczne.

Neutrina ze źródeł sztucznych
(kontrolujemy energię i wiemy z
jakiego kierunku przybywają)


Neutrina z reaktorów
jądrowych, 5x1020na sekundę
(standardowy reaktor).
Neutrina powstające w
akceleratorach.
Jak zobaczyć neutrino

Słabo oddziałują – bardzo duże detektory (albo
gęste) i długo czekać!!!




W przypadku wiązki neutrin zawierającej
6x1010neutrin/s – czyli 5184000000000000 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

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).
w
wodzie światło rozchodzi się 25% wolniej
Promieniowanie Czerenkowskie
-- pomiary w wodzie!!!
c
cos  
vn
Dla wody n = 1.33
Super Kamiokande
Czyli jak rozwiązano anomalię neutrin
atmosferycznych...
Super Kamikande – Japonia (1996)






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 1987A.
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.
R
N (  )
N ( e )
 1.3
Liczba e- nie zależy od kąta zenitowewego
Liczba - 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 D2O
12m średnicy,
zbiornik akrylowy
17 000 ton, wewnętrznej
osłony, H2O
5300 zewnętrznej osłony H2O
W byłej kopalni Niklu
SNO - Sudbury Neutrino Observatory
Widok z dołu
Widok z boku
SNO – rozwiązano zagadkę neutrin
słonecznych

SNO umożliwił pomiar:



oddziaływania: neutrino-elektron;
oddziaływania neutrin z deuterem poprzez
wyminę ładunku;
neutralnego oddziaływania neutrin z jądren
deuteru.
Neutrino oscyluję!!!
IceCube
Czyli wcale nie o muzyku a o
teleskopie neutrinowym
Biegun południowy, AMANDA, IceCube –
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
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




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