R d a neutrin
This presentation is the property of its rightful owner.
Sponsored Links
1 / 46

Źródła neutrin PowerPoint PPT Presentation


  • 141 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

Źródła neutrin. Źródła naturalne: Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Neutrina z Supernowych Źródła neutrin wielkich energii Neutrina reliktowe Źródła sztuczne: Akceleratorowe Reaktorowe Plany na przyszłość. Naturalne źródła neutrin.

Download Presentation

Źródła neutrin

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


R d a neutrin

Źródła neutrin

  • Źródła naturalne:

    • Neutrina atmosferyczne

    • Neutrina słoneczne

    • Neutrina z Supernowych

    • Źródła neutrin wielkich energii

    • Neutrina reliktowe

      Źródła sztuczne:

    • Akceleratorowe

    • Reaktorowe

    • Plany na przyszłość

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Naturalne r d a neutrin

Naturalneźródła neutrin

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Neutrina atmosferyczne

  • Pierwsze neutrina atmosf. obserwował Reines et al. w 1965 w kopalnizłota w Pd.Afryce,

  • W latach 1970 Grand UnifiedTheoriesprzewidują rozpady protonów PDK

  • Do poszukiwania PDK zbudowano wielkie podziemne detektory czerenkowskie (IMB, Kamioka)

  • Badano atmosf. neutrina jako tło dla PDK

  • Nie znaleziono PDK

Neutrina atmosferyczne

Natomiast

  • Wykryto neutrina z SN1987A

  • oraz oscylacje neutrin

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Gora1

gora1

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Widmo promieni kosmicznych

Widmo promieni kosmicznych

  • Na podstawie tych pomiarów (oraz pomiarów mionów atmosf.) liczone są oczekiwane widma i strumienie neutrin .

  • Absolutne strumienie neutrin mają niepewność ok. 20%

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Przewidywane strumienie neutrin atmosf

Przewidywane strumienie neutrinatmosf.

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


Thermonuclear fusion reactions

Thermonuclear fusion reactions

p+ e-+ p—> νe+d

1.44 MeV

p+p—> νe+e++d

0.42MeV max

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

rare but easier

to measure

8B—> e-+νe+8Be

15 MeV max

7Li+p—> 4He+ 4He

8Be—> 4He+ 4He

ppIII (0.01%)

ppII (15%)

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Oszacowanie strumienia neutrin

Oszacowanie strumienia neutrin

where Lsun is the Sun luminosity

1AU is the distance from Sun to Earth

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Solar neutrino spectrum

Solar Neutrino Spectrum

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


R d a neutrin

Interplanetary nebula

Stellar evolution

Protostar

Star

Red Giant

Black Dwarf

White Dwarf

M ~ 8M

Neutron

Star

M ~

M ~

M >>

Red Super-Giant

SN

Black

Hole

A large, dense, cool nebula (up to 106 Mo, temp.~10 K)

A gravitating matter condensation grows to

~10-100 Mo

Gravitation energy is transformed into heat;

Fusion reactions start changing H into He

Energy supply is depleted, radiation pressure decreases. Core contracts, its temperature grows, igniting hydrogen in the envelope. This leads to expansion of external layers.

Increase of surface leads to decreased envelope temperature.

Super

nova

Stellar core contracts, temperature rises, making possible nuclear fusion of heavier elements.

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Origins of gravitational collapse

Origins of gravitationalcollapse

Major thermonuclear reactions:

ReactionIgnition temperature

(in millions of deg K)

4 1H --> 4He 10

3 4He --> 8Be + 4He --> 12C10012C + 4He --> 16O

2 12C --> 4He + 20Ne60020Ne + 4He --> n + 23Mg

2 16O --> 4He + 28Si15002 16O --> 2 4He + 24Mg 4000

2 28Si --> 56Fe 6000

Onion structure

with some fuel still burning

at boundaries

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Neutrinos from supernovae

Neutrinos from Supernovae

  • 56Fe 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


Neutrinos from gravitational collapse

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~ 3x1053 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

One SN shines as

1016 Suns!

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Sn 1987a

SN 1987A

Więcej na specjalnym wykładzie dot. SN1987A

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Cosmic sources of very high energy neutrinos

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


R d a neutrin

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


High energy neutrino astrophysics

High-Energy Neutrino Astrophysics

  • Proton accelerators generate roughly equal numbersof gamma rays and neutrinos !

  • Neutrinos are not absorbed in the

    sources because they interact only weakly

    during propagation

  • 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


Active galactic nuclei

Active GalacticNuclei

  • Powered by accretionontomassiveblackholes (masses 106-1010MSolar)

  • Accretion transport matterinwards and angularmomentumoutwards

  • Relativisticjets

Models of GRBsimply neutrino emission

2 possiblemechanismsleading to largeenergyrelease

  • short GRB – merging NS – NS (?)

  • long GRB - Collapsar (calledalsohypernova, energeticsupernova)

  • Collapsar

  • SN explosion

  • very heavy star collapsinginto fast rotatingblack hole

EllipticalGallaxy M87 emitting

a relativisticjet, as seen by Hubble

Space Telescope in visible spectrum

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Obserwatorium pierre auger

Obserwatorium Pierre Auger

Sieć powierzchniowa

1600 stacji

rozstaw 1.5 km

3000 km2

Detektor Fluorescencyjny

4 budynki teleskopów

łącznie 24 teleskopy

H. Wilczyński, IFJ

D. Kiełczewska wykład 2


Obserwatorium pierre auger1

H. Wilczyński, IFJ

styczeń 2010

Obserwatorium Pierre Auger

Neutrina GZK

Galaktycznepozagalaktyczne

D. Kiełczewska wykład 2


The standard cosmic neutrino background c b history as provided by big b ang

The standard cosmic neutrino background (CνB) history as provided by Big Bang

Relic neutrinos

  • Around 1 MeVneutrinosdecouplebecausetheydon’thaveenoughenergy for:

  • because of „reheating” via

  • From that point Tν/Tγisconstant (both go as 1/R)

  • Gammasdecouplewhenelectronsboundintoatoms

  • Presenttemperatures

  • Averagedensities

  • Presently not measerable

CMB photons

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Wo man made sources of neutrinos

(Wo)Man-made sources of neutrinos

  • Reactorantineutrinos

  • Accelerator neutrinos

  • Plans for future:

    • β - beams

    • Neutrino factories

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


R d a neutrin

INSS2011-Lasserre

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Spectrum of reactor antineutrinos

Spectrum of reactor antineutrinos

νe+p→n+e+

cross section

Calculated reactor

νespectrum

Neutrinos with E<1.8 MeV

are not detected

So in practice only ~1.5 neutrinos/fission

can be detected above threshold

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Fuel evolution burnup

Fuel evolution: burnup

More than 99.9%

of νe’s are products

of fissions in 235U,

238U, 239Pu, 241Pu.

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Reactor power vs neutrino flux

Reactor Power vs. Neutrino Flux

Chooz (Belgium)

  • Reactor neutrinorate

    is proportional to its power!

  • Antineutrino emission

    is isotropic and therefore

    its fluxdecreases with

    squareof distance from

    reactor!

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


R d a neutrin

Expected n

interactions in

the detector:

~2 events/day

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Neutrino production starts with acceleration of protons

Neutrino production startswith acceleration of protons

Japan (JPARC)

Fermilab (USA)

Japan (KEK)

CERN

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Neutrinos produced in accelerators

Neutrinos produced in accelerators

In order to have high energyneutrinos one needs to:

  • Accelerateprotons

  • Makethoseprotonsinteract in a target to producemanymesons

  • Allowpions to decay

  • Collimatepions to form a beam

  • Absorbremainingchargedparticlesat the end

    of the beamline

  • To avoidadmixturestry to reducedecays:

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Horns albo rogi magnetyczne

Horns albo rogi magnetyczne

Róg paraboliczny

zachowuje się jak soczewka

Odwrócenie prądu daje:

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

INSS 2011, A. Marchioni


Horns albo rogi magnetyczne1

Horns albo rogi magnetyczne

Przewidywane strumienie neutrin w Super-wiązce:

CERN-Frejus

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

INSS 2011, S. Gilardoni v


Wi zka numi u ywana przez minos

WiązkaNuMi (używanaprzez MINOS)

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


R d a neutrin

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Wi zki off axis

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:

  • dla Eν>> 30 MeV kątyϑ są małe i ograniczone z góry

  • 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


Wi zki off axis1

Wiązki „off-axis”

Dla p+12C przy 12 GeV

K.T. McDonald, arXiv:hep-ex/0111033, 2001

  • Quasi monochromatic neutrino beam

  • Tunablepeakenergy

  • Reducedtailat high νenergieshelps to

    reducebackgrounddue to production

    of pions

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

Neutrino energy


Widmo neutrin t2k docieraj cych do sk

Widmo neutrin T2K docierających do SK

Otrzymane za pomocą pakietu JNUBEAM

Przez M. Pfutznera

(Praca licencjacka, 2010)

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


T2k neutrino beam

T2Kneutrino beam

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


New neutrino beam j parc

New neutrino beam – J-PARC

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


T2k neutrino beam j parc

T2Kneutrino beam – J-PARC

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

Budowa: 2004-2009

Przyspieszanie: LINAC, RCS (3GeV), główny pierścień (30GeV)

6 pakietów (bunches) na impuls wiązki (spill), od jesieni 2010 – 8

Tarcza grafitowa (91cm dł.)

3 rożki magnetyczne @ 250kA (320kA od jesieni 2010)

Rura rozpadowa wypełniona helem (96m)

Na końcu rury rozpadowej - absorber hadronów i monitor mionów (mierzy kierunek i intensywność mionów)

280m od źródła wiązki – kompleks bliskich detektorów


Pierwsze wyniki na wi zce t2k

Pierwsze wyniki na wiązce T2K

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


Superbeams

Superbeams

Bardziej intensywne wiązki konwencjonalne z użyciem „proton drivers”

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

INSS 2011, S. Gilardoni


Neutrino future beams

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


R d a neutrin

Wiązki beta

Rozpatrywane rozpady:

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


R d a neutrin

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% „dutycycle”

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


R d a neutrin

Wiązki beta

Np:

Zalety wiązek beta: czyste (anty)neutrina elektronowe; znane widmo

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

INSS 2011, S. Gilardoni


Neutrino factories

Neutrino Factories

Czyste wiązki

  • Konieczny detektor z polem mgt

  • Dobrze znane widmo neutrin

  • Etap pośredni kolajderamionowego?

INSS 2011, S. Gilardoni

Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2


  • Login