1 / 48

빛 보다 빠른 입자 ?

빛 보다 빠른 입자 ?. 조기현. 발표 자료 소스. 주경광 교수 김성현 교수 논문 Dario Autiero. High Energy Physics ( 고에너지 물리 )?. Man has been thinking for a long time What is world made of? and What is the interaction between them?. 물질의 기본 구성요소에 대한 인간의 의문 탈레스 : 물

gaille
Download Presentation

빛 보다 빠른 입자 ?

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. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 빛 보다 빠른 입자? 조기현

  2. 발표 자료 소스 • 주경광 교수 • 김성현 교수 • 논문 • Dario Autiero

  3. High Energy Physics (고에너지 물리)? • Man has been thinking for a long time • What is world made of? and • What is the interaction between them? • 물질의 기본 구성요소에 대한 인간의 의문 • 탈레스: 물 • 앰페도클레스: 물, 불, 흙, 공기 • 아리스토텔레스: 물, 불, 공기, 흙 • 데모크리토스: 원자론

  4. 원자의 크기 108 기본 입자의 크기 104

  5. 표준모형 (Standard Model) • 경입자 (e,m,t,ne,nu,nt) 6개 • 쿼크 (u,d,c,s,t,b) 6개 • 매개입자 (g,g,W,Z)로 구성 중성미자 • Elementary particles with almost no interactions • Almost massless: impossible to measure its mass • Three types of neutrinos exist & mixing among them Neutrino = “little neutral one” in Italian

  6. 중성미자에 관한 역사 요약 • 파울리: 관측되지 않는 중성입자 (1931) • 페르미: Neutrino(1934) • 라이네스: 중성미자 발견(1956) (1995 노벨상) • BNL: 뮤온중성미자 발견(1962) L. Lederman, M. Schwartz, • J. Steinberg(1988 노벨상) • 데이비스: 태양중성미자 관측 성공(1968) (2002 노벨상) • Kamiokande-II, IMB: 초신성 폭발 중성미자 관측(1987) (2002 노벨상) • Kamiokande-II: 대기중성미자 문제 발견(1988) • Kamiokande-II: 태양중성미자 관측,중성미자 천문학 탄생(1989) (2002 노벨상) • Super-Kamiokande: 중성미자 진동변환 증거(1998) • K2K: 중성미자 진동변환 측정 시작,경입자 섞임 연구(1999) • SNO: 태양중성미자 진동변환 확인(2002)

  7. 14C의 b붕괴 Electron Energy Spectrum of b decay w/o neutrino missing Discrete spectra 예상 Experiment w/ neutrino missing 연속적인 b spectra 관측 Bohr: 어쩌면 b붕괴에서는 에너지와 운동량이 보존되지 않을지도?…

  8. Wolfgang Pauli’s새로운 가상의 입자 소개 • 파울리: 관측되지 않는 중성입자 (1931) • 페르미: Neutrino (1934) Notes: 1) In his letter (1930), Pauli refers to his new proposed particle, the "neutron". The neutron (as we know it today) was discovered, by J Chadwick, two years after Pauli's proposal. In 1934, at a seminar on his recent theory of beta-decay, Fermi was asked whether the neutral particle emitted in the nuclear beta-decay was the same as Chadwick's neutron. Apparently, Fermi clarified that he was talking about a different particle which he referred to as neutrino ("little neutral one"). 2) Pauli thought his proposal of the "neutron" was too speculative, and did not publish it in a scientific journal until 1934, by which time Fermi had already developed a theory of beta decay incorporating the neutrino.

  9. The Sun 태양 중성미자 태양중심에서 일어나는 수소의 핵융합 반응

  10. 태양표준모형 (Standard Solar Model) ( John. N. Bahcall) Only Electron Neutrinosare produced in the Sun

  11. 태양 중성미자의 관측 시도 (Raymond Davis Jr.) 중성미자+Cl Ar+전자 염소 검출기의 시작품 (1964) Homestake, SD Homestake금 광산 600톤 염소 용액 검출기 완성 (1968)

  12. Solar neutrino problem: 태양표준모형과 데이비스 실험을 의심하기 시작 태양 중성미자 관측 성공 ! 그렇지만, 측정값은 표준모형 예상치의 1/3…

  13. 초신성(SN1987A)폭발 (1987년 2월 24일)

  14. 중성미자 천문학의 탄생 1964 • The first observation of a neutrino burst from Supernova(SN1987A) - Kamiokande II (IMB)의 12개(8개) 중성미자 관측 - 중성미자 천문학의 탄생 • The first real-time, directional, spectral measurement of solar neutrinos by Kamiokande II - 태양 중심에서의B8 생성 확인 - 중성미자 천문학의 확고한 검증 (2002년 노벨물리학상: M. Koshiba, R. Davis) 2002 고교때 물리학 낙제 도쿄대 물리과 꼴찌 졸업

  15. n 42m C Scientific American 39m Super- Kamiokande Kamioka Water Cherenkov detector • 1000 m underground • 50,000 ton (22,500 ton fid.) • 11,146 20 inch PMTs 하마마추 회사와 동경대가 협력하여 개발한 직경 50cm의 광증폭관 (M. Koshiba) SK-I: Mar 1996 – Jul 2001 SK-II: Dec 2002 - Present

  16. Super Kamiokande (Detection Principle)

  17. 수퍼카미오칸데에서의 중성미자 충돌 Muon Neutrino Candidate Event, 692MeV

  18. SNO(Sudbury Neutrino Observatory) 1000톤, Sudbury, Ontario, Canada Sudbury

  19. Solar Neutrino NO Problem ! SNO solved 30 year old problem (2002)

  20. p ± m± e± nm ne nm Primary cosmic ray 양성자, 헬륨, 리튬 등 지상 10~20 km 대기중성미자 (Atmospheric Neutrinos) • nm/ne ~ 2 ( < a few GeV)

  21. 중성미자 진동과 질량의 증거! 이 분야에서 역대 최다 인용회수의 논문 (2000여회)

  22. K2K 장거리 중성미자 진동실험 (1999~2005) K2K (KEK to Kamioka): 인간이 만든 가속기를 사용하여 최초로 인공적인 중성미자 빔을 이용하여 근거리, 원거리 검출기에서 비교하는 실험

  23. J-PARC (50 GeV/750kW PS) Construction: 2001~2007 Operation: 2008~ T2K (approved in 2003) Construction: 2004~2008 Experiment: 2009 ~ Phase I (0.75MW + SK) nmne appearance Aim to discover q13 nmnx disappearance Precise Dm232, sin22q23 (~100xK2K) T2K:Tokai-to(2)-Kamioka J-PARC@Tokai-mura (60km N.E. of KEK) Super-K 50kton Phase II  4MW, Mton, CPV

  24. T2K2-Korea (T2KK) The T2K n beam will come to Korea. (2nd osc. maximum) Hyper-K Hyper-K = million tons of water 2.5 deg. off axis 2.5deg.off-axis beam @Kamioka JPARC see hep-ph/0504061) Off-axis angle

  25. MINOS (2005~) 6,000 tons of steel and scintillators Far detector • First result by press release • (3/30/2006) • 177±11 (expected) • 92 (observed) Neutrino beam 735km Near detector 1,000 tons

  26. The proof: “appearance” of ntin a nm beam High energy, long baseline n beam ( ECM >> mt L ~ 1000 km ) CNGS (OPERA) nm ………..….nt 732km En (GeV)

  27. Standard Model 기본입자인 중성미자 Neutrino Oscillation 끊임없이 변하는 중성미자 세 종류의 중성미자는 시간이 지남에 따라 서로 다른 종류로 끊임없이 바뀜 Oscillation parameters (12 , 23 , 13) Not measured yet • 쿼크(quark)와 렙톤(lepton)은 종류가 같은 두 개의 입자가 쌍으로 한 세대를 이루고 자연에는 오직 3세대만이 존재함 • 중성미자는 물질과 작용을 거의 하지 않으며 질량이 측정하기 어려울 정도로 작음

  28. 중성미자 진동변환(Neutrino Oscillation) • 다음 경우에 양자역학적 진동변환 효과가 일어난다 Flavor states Mass states n1 n2 m1 m2 2-Neutrino Oscillation

  29. Disappearance Reactor neutrino disappearance Prob. due to 13 with the allowed 2 range in m232 Reduction of reactor neutrinos due to oscillations • sin22q13 > 0.01 with 10 t •14GW •3yr ~ 400 t•GW•yr (400 t•GW•yr: a 10(40) ton far detector and a 14(3.5) GW reactor in 3 years)

  30. 중성미자 실험을 OPERA에서하게 된 이유 Atmospheric n results (Super-K, Macro, Soudan 2) indicate nm –ntor ( nm –ns ? ) with Dm2 ∼2.5×10-3 eV2 and large mixing → To confirmnt appearancein accelerator experiments, one needs L/E =∼102 – 103 km/GeV → LONG BASELINE - CHORUS영역과 는 다른 쪽에서 search

  31. Oscillation First Event

  32. conventional  beam ( m-2 / pot) 7.45x10-9  CC / pot / kton 5.44x10-17 < E >( GeV ) 17 (e + e) / 0.85 % /  4.0 % prompt negligible   OPERA Conceptual Design of OPERA Exp. CERN SPS 730km Appearance INFN Gran Sasso Underground Laboratory ECC detector ~ 1.3kton • The detector is located on the CNGS (CERN Neutrinos to Gran Sasso) beam line at a distance from the neutrino source of 730km. • Δm232 = (2.43±0.13)×10-3 eV2 , sin22θ23 = 1.0 • # of  events = 4300/year • expected detectable # of  CC events ~ 2.5/year

  33.  Flow of Emulsion Analysis Emulsion analysis is performed in two main steps Trigger on Electronic detector ↓Connection from Electronic Detector to Emulsion Detector ↓locating the neutrino interaction in Emulsion Detector 1. Location 2. Decay Search   - - (e-, h-, 3h) Searching for tau decay topology h h

  34. appearance

  35. 시간 측정

  36. 측정시간

  37. 계통 오차

  38. 결과

  39. 결과 중성미자의 속도가 300,007 km/sec !

  40. Thank you.

More Related