1 Zagadki neutrinowe Deficyt neutrin atmosferycznychw eksperymencie Super-Kamiokande Deficyt neutrin słonecznych - w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO Mieszanie neutrin i oscylacje D. Kiełczewska, wykład 10

2 Naturalne źródła neutrinJuż obserwowano Już obserwowano! Pozostałe z wielkiego wybuchu: Słoneczne Z supernowej w centrum Gal. Z wnętrza Ziemi Atmosferyczne Z aktywnych jąder galaktyk D. Kiełczewska, wykład 10 2

3 Zagadka neutrin atmosferycznychD. Kiełczewska, wykład 10

4 Neutrina atmosferyczneNeutrina oddziałują słabo. Dla ~1 GeV Dla 1 ν prawd. oddz. na drodze ~40m: Ale strumień: GeV Liczba neutrin, które wpadają w ciągu 1 dnia do detektora przez powierzchnię Czyli nie jest tak źle – możemy się spodziewać ~ 20 przyp na dzień Potrzebny duży detektor i to pod ziemią. D. Kiełczewska, wykład 10

5 Widma energetyczne pomijam Widma neutrin są przewidywanena podstawie znajomości widma promieniowania kosmicznego Duże rozbieżności pomiędzy pomiarami Strumienie neutrin można przewidzieć z dokładnością najwyżej 20% Ale stosunek: można przewidzieć znacznie lepiej D. Kiełczewska, wykład 10

6 W eksper. nie odróżniamy neutrin od antyneutrin –Atmosph W eksper. nie odróżniamy neutrin od antyneutrin – mówimy ogólnie o „neutrinach” Stosunek rośnie przy większych energiach bo nie wszystkie miony rozpadają się przed dotarciem do Ziemi. D. Kiełczewska, wykład 10

7 Zatrzymujący się mion w Super-KamiokandeKażdy punkt to jeden fotopowielacz (PMT) Kolory – czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z wierzchołka Energia – obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT Oddziaływanie neutrina bo brak sygnału w detektorze zewnętrznym Czerwony pierścień od elektronu z rozpadu mionu D. Kiełczewska, wykład 10

8 Identyfikacja cząstekelektrony, kwanty gamma: Rozmyty pierścień bo elektrony z kaskady elmgt ulegają wielokrotnemu rozpraszaniu kulomb. miony, piony, protony: Wtórne nukleony N2 są najczęściej poniżej progu Czerenkowa. D. Kiełczewska, wykład 10

9 Klasyfikacja przypadków w Super-Kpomijam Oddz. neutrin trzeba oddzielić od wchodzących kosmicznych mionów (3Hz) Przypadki wewnętrzne: Fully contained FC Partially contained PC Upward through-going muons μ Upward stopping μ identyfikacja e/μ wychodzące to głównie μ oddziaływania ν w skale pod detektorem różne zakresy energii różne techniki analizy różne błędy syst. D. Kiełczewska, wykład 10

10 Widma energii neutrin Fully contained FC Partially contained PC μUpμ thru Upμ stop D. Kiełczewska, wykład 10

11 Symulacje Monte Carlo próbki Monte CarloCelem symulacji jest wygenerowanie próbki oczekiwanych przypadków, które wyglądają jak prawdziwe. Podobne symulacje robi się we wszystkich eksperymentach z fizyki cząstek. W programie MC uwzględnia się: Strumienie ν jako funkcje energii i kątów Oddziaływania ν zależnie od ich zapachu i energii Pędy i typy cząstek wyprodukowanych przez ν Wtórne oddziaływania w jądrach (np. 16O ) Oddziaływania i rozpady cząstek w trakcie propagacji przez np. wodę Symulacje efektów detektorowych np. emisja fotonów Czerenkowa absorpcja, rozpraszanie i odbicia fotonów prawdopodobieństwo wybicia fotoelektronu z katody Rekonstrukcja wygenerowanych przypadków używając tego samego softwaru co dla rzeczywistych przypadków próbki Monte Carlo D. Kiełczewska, wykład 10

12 Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.)Multi-GeV Sub-GeV Data MC 1ring e-like μ-like Data MC 1-ring e-like μ-like Obliczamy podwójny stosunek, aby skasować błędy strumieni: Obserwuje się za mało neutrin mionowych! D. Kiełczewska, wykład 10

13 Wyniki Super-Kamiokande - przypadki zewnętrzneUp through-going μ, (1678 dni) Dane: (x10-13 cm-2s-1sr-1) MC: Up stopping μ, (1657dni) Dane: (x10-13cm-2s-1sr-1) MC: Znów obserwujemy deficyt mionów D. Kiełczewska, wykład 10

14 Wyniki z różnych eksperymentówpomijam Wyniki z różnych eksperymentów Deficyt mionów obserwowano w większości eksperymentów, ale żeby stwierdzić, że odkryto nową fizykę trzeba czegoś więcej D. Kiełczewska, wykład 10

15 kąt zenitalny Atmosph D. Kiełczewska, wykład 10

16 Rozkłady kątowe νe i νμ niebieskie: symulacje MC (bez oscylacji) czyli νe pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast νμ „gubią się” tym bardziej im dłuższa droga D. Kiełczewska, wykład 10

17 Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych?W atmosferze powstały: W detektorach pod Ziemią obserwujemy: Gubienie nie może być z powodu oddziaływań, bo: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja: Czyli liczba leptonów osobno w każdej rodzinie nie jest zachowana Odkrycie oscylacji neutrin w 1998 D. Kiełczewska, wykład 10 Z udziałem UW

18 Solar neutrinos other place where are missingNeutrina słoneczne (kolejna zagadka brakujących neutrin) Solar neutrinos other place where are missing E. Kearns – May 2002 „From neutrinos to cosmic sources”, D. Kiełczewska and E. Rondio D. Kiełczewska, wykład 10

19 Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcup+p—> νe+e++d 0.42MeV max p+ e-+ p—> νe+d 1.44 MeV d+p—> γ+3He ppI (85%) 3He+3He—> 4He+p+p 3He+4He—> 7Be+γ 7Be+ e-—> νe+7Li .86 MeV 7Be+p—> 8B+γ 8B—> e-+νe+8Be 15 MeV max rzadkie ale łatwiejsza detekcja 7Li+p—> 4He+ 4He 8Be—> 4He+ 4He ppIII (0.01%) ppII (15%) D. Kiełczewska, wykład 10

20 Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energiiz reakcji termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. gdzie Lsun to świetlność Słońca: 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi z pomiarów na Ziemi D. Kiełczewska, wykład 10

21 Eksperymenty słoneczneName Location Mass (tons) Reaction Start 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 1990 stopped 1992 stopped Kamiokande Kamioka, Japan 2000 νxe- → νxe- 1986 stopped Super Kamiokande 50000 1996 SNO Sudbury, Canada 8000 νed→ e- pp νxd → νx np 1999 stopped Borexino 300 2007 KamLand 1000 and nd → dγ 2001 D. Kiełczewska, wykład 10

22 Widmo energetyczne neutrin słonecznychUwaga: tylko νe D. Kiełczewska, wykład 10

23 Eksperymenty RadiochemicznePo raz pierwszy do detekcji neutrin użyto - reakcji: Używano też: Wyprodukowane izotopy są promieniotwórcze z niezbyt długim czasem życia – są okresowo wydobywane ze zbiornika i zliczane Nie ma informacji o czasie zajścia oddziaływania ani o kierunku neutrina D. Kiełczewska, wykład 10

24 Eksperyment chlorowy w HomestakeW Pd. Dakocie 615 ton C2Cl4 Zbierał 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 są wydmuchiwane przy pomocy helu co kilka tygodni - powstaje około 1 atom na 2 dni D. Kiełczewska, wykład 10

25 Wyniki eksperymentu chlorowegoLiczba zliczeń z pojedynczych ekstrakcji Liczba zliczeń = 0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzień 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU D. Kiełczewska, wykład 10

26 Wyniki eksperymentów radiochemicznychPrzewidywania zgodnie z modelem „SSM” - Standard Solar Model: - skład: H-34%, He-64% - wiek 4,5 mld lat Deficyt neutrin pomiary przewidywania D. Kiełczewska, wykład 10

27 Wodne detektory CzerenkowaBOREXINO, KAMLAND(2): Liquid Scintillator Super-Kamiokande - z lekką wodą SNO - z ciężką wodą Mierzy się: kierunek neutrin czas każdego zdarzenia D. Kiełczewska, wykład 10

28 Pomiary neutrin słonecznych w Super-KamiokandePamiętamy, że w wyniku reakcji termojądrowych powstają tylko Jakie reakcje mogą wywoływać νe o energii poniżej 14 MeV w lekkiej wodzie (i wyprodukować widoczną cząstkę)? Pozostaje: n związany Wprawdzie mały przekrój czynny, ale elektron wysłany do przodu tylko gdy Eν>18 MeV D. Kiełczewska, wykład 10

29 Super-K: neutrina przylatują ze Słońcasygnał tło Faktyczny rozmiar Słońca – ½ piksela. Rozmycie z powodu rozpraszania Kulomb. elektronów. D. Kiełczewska, wykład 10

30 Super-K: znów deficyt obserwowano 22,400 przypadkówpo 1496 dniach obserwowano 22,400 przypadków przewidywano wg. SSM: 48,200 przypadków oczekiwane z SSM D. Kiełczewska, wykład 10

31 Super-K: pory roku Parametry orbity zmierzone za pomocą neutrin(linie pokazują prawdziwe parametery): 68% 95% I VI XII 99.7% D. Kiełczewska, wykład 10

32 Klucz do zagadki neutrin słonecznychW kilku eksperymentach obserwujemy deficyt Eksperymenty radiochemiczne mierzyły tylko neutrina elektronowe Super-Kamiokande mierzył reakcję, w której mogły brać udział różne typy neutrin Musimy zmierzyć osobno neutrina D. Kiełczewska, wykład 10

33 SNO (Sudbury Neutrino Observatory)Inny wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemią 1000 ton D2O ” PMTs 6500 ton H2O D. Kiełczewska, wykład 10

34 Reakcje ν w SNO Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrinaνe + d  p + p + e Ethres= 1.4 MeV Reakcje „Charged Current” : Tylko dla νe Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina Reakcje „Neutral Current”: Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrować neutrony Reakcje rozpraszania elastycznego Dla wszystkich zapachów ale największa wydajność dla νe Elektrony pamiętają kierunek neutrina CC νe e- W n p νx + d  νx + p + n Ethres = 2.2 MeV NC ν ν Z n/p n/p νx + e-  νx + e Ethres = 0 MeV ES νe νe νe ν ν e- W W Z e- νe e- e- e- e- D. Kiełczewska, wykład 10

35 Results from D2O SNO D. Kiełczewska, wykład 10

36 Zmierzono w eksperymencie SNOWykorzystując różne cechy obserwowanych przypadków stwierdzono: νe + d  p + p + e Ethres= 1.4 MeV oddziaływań Rozkład kątowy elektr. izotropowy νe e- CC W n p oddziaływań νx + d  νx + p + n Ethres = 2.2 MeV Stowarzyszone neutrony NC ν ν Z n/p n/p νx + e-  νx + e Ethres = 0 MeV oddziaływań Rozkład kątowy: elektrony z kierunku Słońca ES νe νe νe ν ν e- W Z W νe e- e- e- e- e- D. Kiełczewska, wykład 10

37 Wyznaczenie strumieni neutrin z eksperymentu SNOLiczba obserwowanych oddziaływań neutrin o zapachu x: przekrój czynny masa detektora x czas_obserwacji strumień Znamy kształt widma neutrin z rozpadu 8B: czyli znając przekroje czynne możemy znaleźć: D. Kiełczewska, wykład 10

38 Strumienie neutrin wyznaczone w SNOνe + d  p + p + e Ethres= 1.4 MeV CC νe e- W n p νx + d  νx + p + n Ethres = 2.2 MeV NC ν ν Z n/p n/p νx + e-  νx + e Ethres = 0 MeV ES νe νe νe ν ν e- W Z W e- νe e- e- e- e- D. Kiełczewska, wykład 10

39 Strumień neutrin słonecznych mierzony w SNO[x106/cm2/s] Phys. Rev. C72, (2005) (ΦSSM = /-0.81) Wszystkie neutrina 8B są obserwowane, ale zmieniły się ich zapachy. Dowód, że neutrina oscylują: D. Kiełczewska, wykład 10

40 Wyniki pomiarów neutrin słonecznychD. Kiełczewska, wykład 10

41 Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych?W rdzeniu Słońca powstały: νe W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: Wszystkie dane da się wytłumaczyć, jeżeli po drodze nastąpiła transformacja części neutrin elektronowych::części Neutrina oscylują między stanami o różnych zapachach D. Kiełczewska, wykład 10

42 Mieszanie kwarków w Modelu Standardowymu c t d s b Stany o dobrze określonych masach nie pokrywają się ze u c t d` s` b` stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie kwarków: D. Kiełczewska, wykład 10

43 Analogicznie można wprowadzić mieszanie neutrin do Modelu StandardowegoJeżeli przyjmiemy, ze neutrina mają masę to Stany o określonej masie : Nie muszą być tożsame ze Stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie leptonów: D. Kiełczewska, wykład 10

44 Oscylacje Neutrin – 2 zapachystany masowe: kąt mieszania: ϑ to stany o różnych proporcjach stanów ν1 ,ν2 ν1,ν2 mają różne masy różne prędkości Stosunek zmienia się w czasie propagacji, stąd D. Kiełczewska, wykład 10

45 Prawdopodobieństwo oscylacji – 2 zapachyStan o masie mk, energii i pędzie Ek,pk propaguje się: Załóżmy stan początkowy: W czasie propagacji proporcja ν1,ν2 zmienia się: Prawdopod., że w punkcie t,x stan α jest wciąż w początkowym stanie α : D. Kiełczewska, wykład 10

46 Prawdop. oscylacji – 2 zapachyDostaje się: Prawdop. przejścia ze stanu α do stanu β: m - masa (w eV) ϑ - kąt mieszania parametry oscylacji Eν – energia neutrina (w GeV) L - odl. od źródła do detektora (km) warunki eksperymentalne Warunek zajścia oscylacji: co najmniej jeden ze stanów musi mieć masę 2 stany masowe nie mogą mieć tej samej masy D. Kiełczewska, wykład 10

47 Czułość na oscylacje Eν (MeV) L (m) <100 >1019 10-19 - 10-20Supernowe <100 >1019 Słoneczne <14 1011 10-10 Atmosferyczne >100 10-4 Reaktorowe <10 <106 10-5 Akceleratorowe z krótką basą 103 10-1 z długą basą 10-3 D. Kiełczewska, wykład 10