!ród"a cz#stek

D. Kie!czewska wyk!ad 2 1

!ród"a cz#stek

Naturalne:

!  Promieniowanie kosmiczne

!  Ró$ne %ród"a neutrin

Sztuczne

!  Akceleratory

!  Reaktory

Promieniowanie kosmiczne

Na pocz#tku XX wieku

Theodore Wulf umie&ci" na szczycie wie$y Eiffla

detektory promieniowania i odkry", $e promieniowanie na szczycie by"o bardziej

intensywne ni$ na ziemi.

Promieniowanie ze ska"

powinno by' wi(ksze u

podstawy wie$y. Musia"o wi(c istnie' promieniowanie

"z góry".

D. Kie!czewska wyk!ad 2 3

Pierwotne promieniowanie kosmiczne

Widmo energii promieni kosmicznych

Zorza polarna

wywo"ana przez pr. kosm,

które prowadz# do wzbudze) cz#steczek azotu i tlenu.

D. Kie!czewska wyk!ad 2 5

Wtórne promieniowanie kosmiczne

p+ N ! N + N + n" + mK

"^± !µ^± +#

µ^± ! e^± +#_µ +#_e

"⁰ ! 2$ ! e⁺e^% + e⁺e^%

Pierwotne promieniowanie oddzia"uje w atmosferze Ziemi:

W efekcie do powierzchni Ziemi docieraj#

(poza neutrinami):

W sumie oko"o:

c! (m)

K^+" 4

#^+" 8

#⁰ 2.5$10^"8

µ^+" 660

Wielki p(k atmosferyczny

D. Kie!czewska wyk!ad 2 7

Obserwatorium Pierre Auger

Sie! powierzchniowa 1600 stacji

rozstaw 1.5 km 3000 km²

Detektor Fluorescencyjny 4 budynki teleskopów !"cznie 24 teleskopy

H. Wilczy)ski, IFJ

!ród"a promieni kosmicznych?

Prawdopodobnie:

- Cz#stki o niezbyt wysokich energiach przy&pieszane w supernowych wewn#trz Galaktyki

- Cz#stki o najwy$szych energiach spoza Galaktyki

(cz#stki o mniejszych energiach s# „uwi(zione” w swoich galaktykach przez pole magnetyczne)

Zagadkowe obserwacje przy najwy$szych energiach:

Powyzej E=10¹⁹ eV strumie) protonów powinien silnie zanika'

bo mo$liwe s# oddzia"ywania z fotonami t"a mikrofalowego (CMB):

p+! _CMB " N +# efekt GZK

D. Kie!czewska wyk!ad 2 9

H. Wilczy)ski, IFJ stycze) 2010

Sk#d przybywaj#?

Spoza naszej Galaktyki?

Pierre Auger Observatory, 8/11/2007:

AGN (Active Galactic Nuclei) – jadra galaktyk, w których prawdopodobnie znajduj# si( supermasywne czarne dziury.

Kó"ka – 27 przypadków prom. kosm. o energii >5,7x10¹⁸ eV

* - 472 znanych AGN w odleg"o&ci <75 Mpc Krzywa - zawiera pole widzenia (zenit<60^o)

Niebieskie pola - lepsza lub gorsza efektywno&' obserwacji

D. Kie!czewska wyk!ad 2 11

Naturalne %ród"a neutrin

Neutrina s"oneczne w Super-Kamiokande

obserwowane z kopalni

Wrócimy do neutrin w nast(pnych wyk"adach

D. Kie!czewska wyk!ad 2 13

Akceleratory

Przy&pieszanie

Zmiany kierunku (utrzymywanie na orbicie)

Przy&pieszanie wielostopniowe

Akceleratory:

-

- ko"owe

Przy&pieszane s#:

- elektrony/pozytrony - protony/antyprotony - ci($kie jony

Kolajdery

piony, miony neutrina

Akceleratory liniowe

Wspó"czesne akceleratory liniowe:

El. pole przy&pieszaj#ce jest w niewielkim obszarze, który przesuwa si( wzd"u$ rury akceleratora z pr(dko&ci# przy&pieszanych cz#stek.

Mo$liwe dzi(ki automatycznemu dopasowaniu si( pr(dko&ci.

E

czas

E_o A Za"ó$my, $e E_o to taka warto&' pola, która przy&piesza cz#stki tak, aby by"a zgodno&' pr(dko&ci. Je&li jaka&

cz#stka opó%nia si( w fazie, to trafia na silniejsze pole, jest bardziej przy&pieszana i mo$e

„dogoni'” faz( pola.

v

D. Kie!czewska wyk!ad 2 15

Akceleratory liniowe

Przy&pieszanie wielostopniowe – we wn(kach rezonansowych mi(dzy cylindrycznymi elektrodami. We wn(kach szybkozmienne pole elektr.

Pole elektryczne pojawia si( w momencie nadej&cia cz#stek - cz#stki w fazie z polem.

Wewn#trz wn(k dryfowych pole=0 – cz#stki os"oni(te przed polem, gdy ma ono niew"a&ciwy kierunek

Akceleratory – wn(ki rezonansowe

Do przyspieszania cz#stek: Wewn#trz wn(ki

wytwarzana jest fala elektromagnetyczna Cz(sto&ci rz(du 1 GHz (mikrofale).

Nadprzewodzace wn(ki rezonansowe pozwalaj# uzyskiwa' nat($enia pola rz(du 10 MV/m czyli na 100 m mo$emy uzyska' 1 GeV

Cz(sto&ci s# tak dobrane,

$eby pr(dko&' fazowa sk"adowej elektrycznej

by"a równa pr(dko&ci cz#stek.

Przyk"ad: akcelerator SLAC (Stanford), d"ug 3km, E=30 GeV

(240 wn(k, daj#cych krótkie pulsy (2

m

D. Kie!czewska wyk!ad 2 17

Wn(ki rezonansowe

Akceleratory ko"owe

np elektron w polu 1 T pokonuje 1 obrót w czasie 36! psec

„Cz(sto&' cyklotronowa”

(nierelatywist. !=1) Si"a Lorentza w polu mgt powoduje:

czyli:

Okres obiegu:

St#d cz(sto&' ko"owa:

B<1.5 T zwyk"e cewki Im wi(ksza energia cz#stki tym d"u$szy czas obiegu - bo dla utrzymania R=const B odpowiednio zwieksza sie

D. Kie!czewska wyk!ad 2 19

Akceleratory ko"owe

Schemat synchrotronu

wn(ki

magnesy

zakrzywiaj#ce (dipolowe)

uk"ady

ogniskuj#ce

Najprostsze: cyklotrony - przy&pieszone cz#stki porusza"y si( po coraz wi(kszych orbitach.

Jednak: "atwiej utrzymya' cz#stki na tych samych orbitach i stopniowo zwi(ksza' pole mgt.

Wtedy silne pole mgt musimy utrzymywa' tylko w pobli$u orbit (pier&cie) pró$niowy).

W synchrotronach cz#stki przy&pieszane s#

w kilku wn(kach rezonansowych.

Praktyczne rozwi#zanie: cz(sto&' przy&pieszaj#cego pola elektr

zsynchronizowana z cz(sto&ci# orbitaln# cz#stek

Synchrotrony

Samoogniskowanie fazy cz#stek we wn(ce rezonansowej:

BA A’ B’

E Eo

t T

Za"ó$my, $e cz#stka A jest idealnie w fazie z polem przy&pieszaj#cym.

Wprawdzie dla B zwi(ksza si( te$ orbita, ale uk"ady ogniskuj#ce (magnesy kwadrupolowe) dokonuj# korekcji.

T = 2! R

v = 2!m"

eB

W paczce cz#stek jest pewne rozmycie w czasie. Za"ó$my, $e cz#stka B przybywa wczesniej (po krótszym czasie), uzyskuje

wi(kszy przyrost energii, jej czas obiegu (zgodnie ze wzorem) si(

wyd"u$a i w konsekwencji

przybywa do nast(pnej wn(ki przy&pieszaj#cej nieco pó%niej, trafia na s"absze pole i zbli$a si(

do cz#stki A. Cz#stki oscyluj#

wokó" punktu równowagi.

D. Kie!czewska wyk!ad 2 21

Kolajdery

Zderzenia wi#zek przeciwbie$nych Zderzenia wi#zki ze stacjonarn#

tarcz#

E_a, E_b ! m_a, m_b

E_a ! m_a, m_b

s ! 4E_aE_b

E_cms ! 4E_aE_b

dla E_a = E_b " E E_cms ! 2E

s ! 2E

m

E

! 2E

m

Z poprzedniego wyk"adu:

Najwy$sze energie w &rodku masy osi#gamy w kolajderach tzn.

zderzaczach wi#zek przeciwbie$nych.

Gdy zderzamy cz#stki i antycz#stki np e+e- albo protony-antyprotony wtedy wystarczy jeden pier&cie) synchrotronowy (te same magnesy i klistrony dla cz#stek i antycz#stek) np: LEP lub SPS.

SLAC, Stanford, USA

wszystkie ust(puj# miejsca LHC...

D. Kie!czewska wyk!ad 2 23

Kolajdery

Ograniczenia intensywno&ci wi#zek: „defocusing effect”

- odpychanie Coulomb.

cz#stek w wi#zce.

Intensywno&ci w synchrotronach

do 10¹¹ – 10¹³ cz#stek/sek Gradienty: do 50MV/m

(na kwark lub elektron)

Przysz"o&'??

Akceleratory oparte na wi#zkach laserowych w pla%mie.

Uzyskano elektrony o energii:

85 GeV na odl ok 1m

>2020

Promieniowanie synchrotronowe

promieniowanie hamowania na skutek przy&piesze) wynikaj#cych z zakrzywienia w polu mgt

Moc wypromieniowana:

mniejsze straty dla wi(kszych promieni

np. akcelerator LEP w CERN mia" R=4,3 km

LEP by" prawdopodobnie ostatnim akceleratorem ko"owym e+e-.

*eby osi#gn#' wy$sze energie lepiej budowa' akceleratory liniowe. Np. planuje si( ILC (International Linear Collider):

D. Kie!czewska wyk!ad 2 25

+wietlno&' (luminosity)

Definicja: Rate – liczba reakcji na sec L – &wietlno&'

" – przekrój czynny (miara prawd. reakcji)

gdzie:

f cz(sto&' obiegu

n liczba paczek/pulsów

N liczby cz#stek w paczkach s poprzeczne rozmiary paczek

Np: LEP ILC

(planowany)

Dla porównania – "atwiej o duze L w zwyk"ych sychrotronach : wi#zka o intensywno&ci 10¹³ prot./sec

na tarczy ciek"ego wodoru o d"ug 1m daje:

Np. we%my

L! 10³⁴ 1 cm²s

! ! 1 fb=1"10^#15"10^#24cm² = 1"10^#39cm² rate! 10³⁴ !10^"39 1

s = 10^"5 1

s # 300 1 rok

Najwi(ksze kolajdery

Energia pojedynczej wi#zki

+wietlno&'

wi(cej na stronie:

http://pdg.lbl.gov/2010/reviews

Aktualnie funkcjonuj#ce:

Tevatron 2000- 1 TeV 171 RHIC Au-Au 2000- 100 GeV/nukleon

LHC p-p 2009- 7 TeV 10000 Planowane:

ILC >2020 250-500 GeV 10000

p p

e

e

D. Kie!czewska wyk!ad 2 27

Najwi(ksze akceleratory

Badania fizyki cz#stek koncentruj# si( w du$ych o&rodkach:

!  CERN w Genewie (LEP, SPS, LHC, CNGS-ν) )

!  Fermilab pod Chicago (Tevatron, NuMi-ν)

!  KEK w Japonii (JPARC-ν)

Zestaw akceleratorów w CERN

Liniac (500 MeV elek, 50 MeV prot, 4.2MeV/nukl), EPA (Electron-Positron Accumulator)

PS – Proton Synchrotron 28 GeV

SPS – Super Proton Synchrotron, obwód 6km, protony 450 GeV LHC – Large Hadron Collider, obwód 27 km, 7 TeV

dawniej w tym samym tunelu by":

LEP – Large Electron Positron collider, obwód 27 km, ~100 GeV SPS

D. Kie!czewska wyk!ad 2 29

Zestaw

akceleratorów

w CERN

Zestaw akceleratorów w CERN

LEP

(Large electron positron) collider

LHC (Large Hadron Collider)

50 do 175m pod ziemi#

tunel 3.8 m &rednicy

Pierwsza wi#zka: jesie) 2009

Docelowo 2 wi#zki protonów po 7 TeV Nadprzewodz#ce magnesy

W ciek"ym helu

D. Kie!czewska wyk!ad 2

LHC

Wn"trze magnesu dipolowego obwód: 27 km

9600 nadprzewodz#cych magnesów (Ni-Ti) w temp. 1.9K

max pole B: 8.3 T paczki po 10¹¹ protonów

20 zderze) gdy 2 paczki si(

spotykaj# (co 25 ns)

czas obiegu pier&cienia: 0.1 msec

•  Jeszcze troch( liczb

Nature, 455, 436 (2008):

•  362 megajoules = collective energy of LHC's protons at top speed.

•  88,000 tonnes = total weight of the aircraft carrier USS Ronald Reagan.

•  361 megajoules = kinetic energy of the USS Ronald Regan when cruising at 5.6 knots.

•  US$4.1 billion = cost of building the LHC.

•  US$4.5 billion = cost of the USS Ronald Regan.

D. Kie!czewska wyk!ad 2 33

T2K - Tokai to Kamioka (wi#zka neutrin)

D. Kie!czewska wyk!ad 2 35

Produkcja wi#zki neutrin

•  J-PARC – Japan Proton Accelerator Research Complex w Tokai, na wybrze$u Pacyfiku

•  Wi#zka protonowa 30 GeV

•  3.3*10¹⁴ protonów na puls

•  Impuls 5µs co 3.5 sekundy

•  Moc 0.75MW

•  Pierwsze neutrina pojawi"y si( kwietniu 2009

W Japonii zbudowano nowe laboratorium:

Reaktory jako %ród"a neutrin

•  Reaktory s# %ród"em antyneutrin

•  Reaktory du$ej mocy produkuj# 6•10

antyneutrin/s

Z rozpadów neutronów:

energie poni$ej 10 MeV

Antyneutrina reaktorowe by"y obserwowane z odleg"o&ci kilkuset metrów

eksperyment KamLAND

D. Kie!czewska wyk!ad 2 37

Reaktory w Japonii – eksper. KamLAND