Neutrina – najdziwniejsze cząstki materii

1. Neutrina – najdziwniejsze cząstki materii Krzysztof Graczyk Instytut Fizyki Teoretycznej Uniwersytet Wrocławski Wrocławska Grupa Neutrinowa: http://wng.ift.uni.wroc.pl

2. 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.

3. Jak To Z Neutrinem Było? Od naiwnej hipotezy do eksperymentu, czyli rozpaczliwy sposób utrzymania zasady zachowania energii...

4. Węgiel 14 Azot 14 + 1931 Hipoteza W. Pauliego o istnieniu tajemniczej cząstki Węgiel 10 + Bor 10 Utrzymać zasadę zachowania energii!!!!!!! Rozpad b a neutrino

5. W. Pauli W. Heinsenberg Neutrino: neutralna cząstka będąca fermionem z bardzo małą masą E. Fermi: 1933r – pierwszy model teoretyczny – nazwa: neutrino –(wł. bardzo małe, neutralne) Oddziaływania słabe!!! Przeciętny człowiek zawiera w sobie około 20 miligramów Potasu(40), będący radioaktywnym pierwiastkiem. Zatem każdy z nas emituję 340 milionów neutrin w ciągu dnia.

6. antyneutrino 400 litrów wody i chlorku kadmu 1956 – doświadczalne potwierdzenie istnienia neutrin: F. Reines, C. Cowen – Nagroda Nobla 1995. 15 mikrosekund po pierwszym błysku Pierwszy błysk Reaktor produkował strumień około 1013 neutrin na cm2 na sekundę.

7. W zwolnionym tempie...

8. Neutrino cegiełka wszechświata? Czyli trochę własności i... zależności

9. Nieobserwowane!!! Nieobserwowane!!! elektron elektron Rozpad b Rozpad b elektron elektron mion mion Rozpad pionu Rozpad pionu mion mion Mion „starszy brat” elektronu (ten sam ładunek ale cięższy około 200 krotnie) Mion „starszy brat” elektronu (ten sam ładunek ale cięższy około 200 krotnie) 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).

10. Neutrino elektronowe 1956r 1897r n p Neutrino mionowe Neutrino tauonowe n p 1962r 2000r 1936r 1977r n p Tauon jest około 18 razy cięższy od mionu Trzy rodzaje neutrin

11. Rozważmy dwa rozpady pionów: Detektor lewoskrętny Detektor prawoskrętne Neutrino czy Antyneutrino? Dirac czy Majorana?

12. p p n,p,e W+ W- Z0 n n n,p,e oddziaływanie z wyminą ładunku oddziaływania neutralne S. L.Glashow, S. Weinberg, A. Salam (1961-1968) Oddziaływania Elektrosłabe Jak oddziałują

13. Trzy rodzaje neutrin!!! Cztery żywioły – Neutrina ważnym elementem układanki • Grawitacja – grawiton: G. • Elektryczność i Magnetyzm – foton: g. • Oddziaływania Silne – gluon: g. • Oddziaływania Słabe – bozony: W+, W-, Z0. oraz odpowiednio antykwarki i antyneutrina • Pierwsza rodzina • Druga rodzina • Trzecia rodzina

14. Oscylacje Zadziwiająca zmiana ubrania...

15. B. Pontecorvo 1958 Źródło Detektor L Oscylacje zachodzą wtedy i tylko wtedy gdy neutrina mają masę!!! Skąd wiemy, że są masywne … Oscylacje

16. Słońce: procesy termojądrowe – produkcja niskoenergetycznych ne(85%). Jest ich około 2x1038 na sekundę. Przez Ziemię przechodzi 6x1010neutrin 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 Oscylacje, Słońce, Atmosfera

17. Pomiar neutrin Czyli o dużych rozmiarach...

18. 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. Źródło Neutrin

19. 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.

20. Fala uderzeniowa Promieniowanie Czerenkowskie

21. Destrukcyjna interferencja Konstruktywna interferencja Promieniowanie Czerenkowskie • Pavel Cherenkov 1934 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

22. Dla wody n = 1.33 Promieniowanie Czerenkowskie-- pomiary w wodzie!!!

23. Super Kamiokande Czyli jak rozwiązano anomalię neutrin atmosferycznych...

24. 38.3 m 41.4 m 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.

26. 11,146 - fotopowielaczy Fotopowielacz rejestruje światło, zamienia je na impuls elektryczny i przesyła do centralnego komputera 5 200 po wypadku

27. Można rozróżnić miony od elektronów

28. Jak to wygląda w SK

29. Rozpatrzono około 4700 zmierzonych przypadków, zebranych w ciągu 537 dni. Liczba ne- nie zależy od kąta zenitowewego Liczba nm- mocno zależy od kąta -\\- SK – rozwiązuje problem anomalii neutrin atmosferycznych

31. SNO - Sudbury Neutrino Observatory Czyli ostatni brakujący element w rozwiązaniu problemu neutrin słonecznych...

32. 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 SNO W byłej kopalni Niklu

33. Widok z dołu Widok z boku SNO - Sudbury Neutrino Observatory

34. 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!!!

35. IceCube Czyli wcale nie o muzyku a o teleskopie neutrinowym

36. Biegun południowy, AMANDA, IceCube – Największy detektor w dziejach ludzkości

37. Ice Cube AMANDA: 80 drutów na każdym po 60 fotopowielaczy.

41. ICARUS Trochę argonu, trochę CERNu i trochę udziału grupy z Wrocławia...

42. ICARUS czyli jak dokładniej badać oscylację!!! • Ustalona odległość. • Znana z dużą dokładnością • energia wiązki oraz kierunek Eksperymenty tzw. długiej bazy

44. Collection Induction Duża rozdzielczość pomiarowa!!! Eksperyment będzie mierzył nie tylko niedobór neutrin, ale także produkty oscylacji: neutrina tauonowe!!! Ciekły Argon Tutaj podstawą nie jest efekt Czerenkowa! A jonizacja!

45. Rekonstrukcja Toru muonu

46. 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

47. KONIEC