1 / 46

Źródła 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. Naturalne źródła neutrin.

gazit
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. 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. 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

  2. Naturalneźródła neutrin Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  3. 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

  4. gora1 Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  5. 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

  6. 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

  7. 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

  8. Oszacowanie strumienia neutrin where Lsun is the Sun luminosity 1AU is the distance from Sun to Earth Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  9. Solar Neutrino Spectrum Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  10. 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

  11. Origins of gravitationalcollapse Major thermonuclear reactions: Reaction Ignition temperature (in millions of deg K) 4 1H --> 4He 10 3 4He --> 8Be + 4He --> 12C 10012C + 4He --> 16O 2 12C --> 4He + 20Ne 60020Ne + 4He --> n + 23Mg 2 16O --> 4He + 28Si 15002 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

  12. 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

  13. 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

  14. SN 1987A Więcej na specjalnym wykładzie dot. SN1987A Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  15. 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

  16. Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  17. 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

  18. 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

  19. 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

  20. H. Wilczyński, IFJ styczeń 2010 Obserwatorium Pierre Auger Neutrina GZK Galaktycznepozagalaktyczne D. Kiełczewska wykład 2

  21. 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

  22. (Wo)Man-made sources of neutrinos • Reactorantineutrinos • Accelerator neutrinos • Plans for future: • β - beams • Neutrino factories Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  23. INSS2011-Lasserre Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  24. 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

  25. 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

  26. 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

  27. Expected n interactions in the detector: ~2 events/day Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  28. Neutrino production startswith acceleration of protons Japan (JPARC) Fermilab (USA) Japan (KEK) CERN Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  29. 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

  30. Horns albo rogi magnetyczne Róg paraboliczny zachowuje się jak soczewka Odwrócenie prądu daje: Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 INSS 2011, A. Marchioni

  31. Horns albo rogi magnetyczne Przewidywane strumienie neutrin w Super-wiązce: CERN-Frejus Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 INSS 2011, S. Gilardoni v

  32. WiązkaNuMi (używanaprzez MINOS) Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  33. Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  34. 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

  35. 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

  36. Widmo neutrin T2K docierających do SK Otrzymane za pomocą pakietu JNUBEAM Przez M. Pfutznera (Praca licencjacka, 2010) Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  37. T2Kneutrino beam Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  38. New neutrino beam – J-PARC Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  39. 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

  40. Pierwsze wyniki na wiązce T2K Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  41. Superbeams Bardziej intensywne wiązki konwencjonalne z użyciem „proton drivers” Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 INSS 2011, S. Gilardoni

  42. 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

  43. Wiązki beta Rozpatrywane rozpady: Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2

  44. 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

  45. Wiązki beta Np: Zalety wiązek beta: czyste (anty)neutrina elektronowe; znane widmo Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2 INSS 2011, S. Gilardoni

  46. 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

More Related