Zagadki neutrinowe

Zagadki neutrinowe

!  Deficyt neutrin atmosferycznych

w eksperymencie Super-Kamiokande

!  Deficyt neutrin s!onecznych

- w eksperymentach radiochemicznych - w wodnych detektorach Czerenkowa Super-Kamiokande, SNO

!  Mieszanie neutrin i oscylacje

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 2

Z aktywnych j"der galaktyk

Naturalne #ród!a neutrin

S!oneczne

Z supernowej w centrum Gal.

Z wn$trza Ziemi Pozosta!e

z wielkiego wybuchu:

Atmosferyczne

Ju% obserwowano

Ju% obserwowano!

Zagadka neutrin

atmosferycznych

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 4

Neutrina atmosferyczne

Neutrina oddzia!uj" s!abo.

Dla ~1 GeV

Dla 1

!

na drodze ~40m:

Liczba neutrin, które wpadaj" w ci"gu 1 dnia do detektora przez powierzchni$

Czyli nie jest tak #le – mo%emy si$ spodziewa&

~ 20 przyp na dzie' Potrzebny du%y detektor i to pod ziemi".

Ale strumie': GeV

!  Widma neutrin s" przewidywane na podstawie znajomo(ci widma promieniowania kosmicznego

!  Du%e rozbie%no(ci pomi$dzy pomiarami

!  Strumienie neutrin mo%na przewidzie& z dok!adno(ci"

najwy%ej 20%

!  Ale stosunek:

mo%na przewidzie&

znacznie lepiej

Widma energetyczne

pomijam

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 6

Atmosph

Stosunek ro(nie przy wi$kszych energiach bo nie wszystkie miony

rozpadaj" si$ przed dotarciem do Ziemi.

W eksper. nie odró%niamy neutrin od antyneutrin –

mówimy ogólnie o „neutrinach”

Zatrzymuj"cy si$ mion w Super-Kamiokande

Ka%dy punkt to

jeden fotopowielacz (PMT)

Kolory – czas trafienia PMT poprawiony na czas przelotu z

wierzcho!ka Energia –

obliczana z sumy foto-elektronów zarejestrowanych we wszystkich PMT Oddzia!ywanie

neutrina bo brak

sygna!u w detektorze zewn$trznym

Czerwony pier(cie'

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 8

Identyfikacja cz"stek

elektrony, kwanty gamma:

miony, piony, protony:

Rozmyty pier(cie' bo

elektrony z kaskady elmgt ulegaj" wielokrotnemu

rozpraszaniu kulomb.

Wtórne nukleony N₂ s" najcz$(ciej poni%ej progu Czerenkowa.

Klasyfikacja przypadków w Super-K

Upward stopping µ

"  ró%ne zakresy energii

"  ró%ne techniki analizy

Upward through-going muons

oddzia!ywania ν w skale pod

detektorem Przypadki wewn$trzne:

Fully contained

FC Partially contained PC

wychodz"ce to g!ównie µ"

Oddz. neutrin trzeba oddzieli& od wchodz"cych kosmicznych mionów (3Hz)

pomijam

D. Kie!czewska, wyk!ad 10

Widma energii neutrin

Fully contained FC

Partially contained PC

Upµ stop Upµ thru

10

• 

!

•  Oddzia!ywania

!

•  P$dy i typy cz"stek wyprodukowanych przez

!

•  Wtórne oddzia!ywania w j"drach (np. ¹⁶O )

•  Oddzia!ywania i rozpady cz"stek w trakcie propagacji przez np. wod$

•  Symulacje efektów detektorowych np.

•  emisja fotonów Czerenkowa

•  absorpcja, rozpraszanie i odbicia fotonów

•  prawdopodobie'stwo wybicia fotoelektronu z katody

•  Rekonstrukcja wygenerowanych przypadków u%ywaj"c tego samego softwaru co dla rzeczywistych przypadków

Symulacje Monte Carlo

Celem symulacji jest wygenerowanie próbki oczekiwanych przypadków, które wygl"daj" jak prawdziwe.

W programie MC uwzgl!dnia si!:

próbki Monte Carlo

Podobne symulacje robi si$ we wszystkich

eksperymentach z fizyki cz"stek.

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 12

Data MC 1ring e-like 772 708 µ-like 664 968

Sub-GeV

Data MC

1-ring e-like 3266 3081 µ-like 3181 4704

Multi-GeV

Wyniki Super-Kamiokande (przyp. wewn.)

Obliczamy podwójny stosunek, aby skasowa& b!$dy strumieni:

Obserwuje si$ za ma!o neutrin mionowych!

Wyniki Super-Kamiokande - przypadki zewn$trzne

Up through-going µ, (1678 dni

Dane: 1.7 +- 0.04 +- 0.02 (x10^-13 cm^-2s^-1sr^-1) MC: 1.97+-0.44

Up stopping µ, (1657dni

Dane: 0.41+-0.02+-0.02 (x10^-13cm^-2s^-1sr^-1) MC: 0.73+-0.16

Znów obserwujemy deficyt mionów

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 14

Wyniki z ró%nych eksperymentów

Deficyt mionów obserwowano w wi$kszo(ci eksperymentów, ale %eby stwierdzi&, %e odkryto now" fizyk$ trzeba czego( wi$cej...

pomijam

Atmosph

k"t zenitalny

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 16

Rozk!ady k"towe ! _e i ! _µ

niebieskie: symulacje MC (bez oscylacji)

czyli !

pokonuj" drog$ przez Ziemi$ tak, jak oczekiwano

natomiast !

„gubi" si$” tym bardziej im d!u%sza droga

Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych?

W atmosferze powsta!y:

W detektorach pod Ziemi" obserwujemy:

!

tak, jak oczekiwalismy

!

gubia sie po drodze

!

^??

Wygl"da na to, %e po drodze nast"pi!a transformacja:

Czyli liczba leptonów osobno w ka%dej rodzinie

nie jest zachowana Gubienie nie mo%e by&

z powodu oddzia!ywa', bo:

Odkrycie oscylacji neutrin w 1998

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 18

Solar neutrinos

other place where!! are missing

„From neutrinos to cosmic sources”, D. Kie!czewska and E. Rondio

Neutrina s!oneczne

(kolejna zagadka brakuj"cych neutrin)

Reakcje fuzji termoj"drowej w S!o'cu

p+p—> !

+e

+d

p+ e

+ p—> !

+d

d+p—> #+

He

3

He+

He—>

He+p+p

3

He+

He—>

Be+#"

7

Be+ e

—> !

+

Li

7

Be+p—>

B+#"

7

Li+p—>

He+

He

8

B—> e

+!

+

Be

8

Be—>

He+

He

ppI (85%)

rzadkie ale !atwiejsza detekcja

D. Kie!czewska, wyk!ad 10

Jak (wieci S!o'ce?

S!o'ce (wieci dzi$ki energii z reakcji termoj"drowych w rdzeniu gwiazdy.

!_" = 2L_sun 25MeV

1

4#(1AU)² = 7 $10¹⁰sec^%1cm^%2

gdzie L_sun to (wietlno(& S!o'ca:

1AU to odleg!o(& ze S!o'ca do Ziemi

z pomiarów na Ziemi

20

Eksperymenty s!oneczne

Homestake S.Dakota USA 615 ³⁷Cl(ν_e,e^-)³⁷Ar 1968 stopped SAGE

Galex/GNO

Baksan, Russia Gran Sasso, Italy

50 30

71Ga (ν_e,e^-)⁷¹Ge

71Ga (ν_e,e^-)⁷¹Ge

1990 stopped 1992 stopped Kamiokande Kamioka, Japan 2000 ν_xe^- ! ν_xe^- 1986 stopped Super

Kamiokande Kamioka, Japan 50000 ν_xe^- ! ν_xe^- 1996 SNO Sudbury, Canada 8000 ν_ed! e^- pp

ν_xd ! ν_x np ν_xe^- ! ν_xe^-

1999 stopped

Borexino Gran Sasso, Italy 300 ν_xe^- ! ν_xe^- 2007

Name Location Mass (tons) Reaction Start

! " e

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 22

Widmo energetyczne neutrin s!onecznych

Uwaga:

tylko

 ! _e

Eksperymenty Radiochemiczne

# 

Wyprodukowane izotopy s" promieniotwórcze z niezbyt

d!ugim czasem %ycia – s" okresowo wydobywane ze zbiornika i zliczane

Nie ma informacji o czasie zaj(cia oddzia!ywania ani o Po raz pierwszy do detekcji neutrin u%yto -

reakcji:

U%ywano te%:

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 24

Eksperyment chlorowy w Homestake

W Pd. Dakocie 615 ton C₂Cl₄ Zbiera! dane od 1968

przez ok.

30 lat

Nagroda Nobla dla R. Davisa w 2002

# 

Ar ma czas rozpadu (na wychwyt elektronu): 35 days

#  Atomy argonu s" wydmuchiwane przy pomocy helu co kilka

tygodni - powstaje oko!o 1 atom na 2 dni

Wyniki eksperymentu chlorowego

Liczba zlicze' = 0.48 ± 0.16(stat) ± 0.03(syst) atomów argonu/dzie'

Liczba zlicze㿏 z pojedynczych ekstrakcji

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 26

Wyniki eksperymentów radiochemicznych

przewidywania pomiary

Przewidywania zgodnie z modelem „SSM” - Standard Solar Model:

- sk!ad: H-34%, He-64%

- wiek 4,5 mld lat

Deficyt neutrin

Wodne

detektory

Czerenkowa

KAMLAND(2):

Liquid Scintillator

#  Super-Kamiokande - z lekk" wod"

#  SNO

- z ci$%k" wod"

Mierzy si$:

! 

!  czas ka%dego zdarzenia

!

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 28

Pomiary neutrin s!onecznych w Super-Kamiokande

Pami$tamy, %e w wyniku reakcji termoj"drowych powstaj" tylko

Jakie reakcje mog" wywo!ywa& !

o energii poni%ej 14 MeV w

lekkiej wodzie (i wyprodukowa& widoczn" cz"stk$)?

tylko gdy E

>18 MeV

Pozostaje:

Wprawdzie ma!y przekrój czynny, ale elektron wys!any do przodu

n zwi"zany

Super-K: neutrina przylatuj" ze S!o'ca

sygna!

t!o

Faktyczny rozmiar S!o'ca – * piksela.

Rozmycie z powodu rozpraszania

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 30

Super-K: znów deficyt

obserwowano

przewidywano wg. SSM:

oc ze ki w an e z S S M

Super-K: pory roku

Parametry orbity zmierzone za pomoc" neutrin

(linie pokazuj" prawdziwe parametery):

68%

95%

99.7%

I VI XII

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 32

Klucz do zagadki neutrin s!onecznych

#  W kilku eksperymentach obserwujemy deficyt

#  Eksperymenty radiochemiczne mierzy!y tylko neutrina elektronowe

#  Super-Kamiokande mierzy! reakcj$, w której mog!y bra& udzia! ró%ne typy neutrin

Musimy zmierzy& osobno neutrina

SNO

(Sudbury Neutrino Observatory)

•  Inny wodny detektor czerenkowski:

–  2 km pod ziemi"

–  1000 ton D

O

–  10

- 8” PMTs

–  6500 ton H

O

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 34

Reakcje „Charged Current” : Tylko dla !

Elektrony s!abo pami$taja kierunek neutrina

Reakcje „Neutral Current”:

Trzeba rejestrowa& neutrony

Reakcje rozpraszania elastycznego

najwi$ksza wydajno(& dla

!

Elektrony pami$taj" kierunek neutrina

!_e + d ! p + p + e^- E_thres= 1.4 MeV"

CC!

NC!

ES!

!_x + e^- ! !_x + e^- E_thres = 0 MeV"

!_x + d ! !_x + p + n E_thres = 2.2 MeV"

Reakcje ! w SNO

!_e e^- n W p

!" !"

n/p Z n/p

!_e e^-

e^- W !_e !"

e^-

!_e W

e^- e^-

!_e e^- Z

!"

Results from D2O

SNO

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 36

!_e + d ! p + p + e^- E_thres= 1.4 MeV"

CC!

NC!

ES!

!_x + e^- ! !_x + e^- E_thres = 0 MeV"

!_x + d ! !_x + p + n E_thres = 2.2 MeV"

Zmierzono w eksperymencie SNO

!_e e^- n W p

!" !"

n/p Z n/p

!_e e^-

e^- W !_e !"

e^-

!_e W

e^- e^-

!_e e^- Z

!"

oddzia!ywa'

oddzia!ywa'

oddzia!ywa'

Wykorzystuj"c ró%ne cechy obserwowanych przypadków stwierdzono:

Rozk!ad k"towy elektr. izotropowy

Stowarzyszone neutrony

Rozk!ad k"towy: elektrony z kierunku S!o'ca

Wyznaczenie strumieni neutrin z eksperymentu SNO

Liczba obserwowanych oddzia!ywa' neutrin o zapachu x:

Znamy kszta!t widma neutrin z rozpadu ⁸B:

czyli znaj"c przekroje czynne mo%emy znale#&:

masa detektora x czas_obserwacji

strumie' przekrój czynny

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 38

!_e + d ! p + p + e^- E_thres= 1.4 MeV"

CC!

NC!

ES!

!_x + e^- ! !_x + e^- E_thres = 0 MeV"

!_x + d ! !_x + p + n E_thres = 2.2 MeV"

Strumienie neutrin wyznaczone w SNO

!_e e^- n W p

!" !"

n/p Z n/p

!_e e^-

e^- W !_e !"

e^-

!_e W

e^- e^-

!_e e^- Z

!"

!

= !

= !

!_{ESµ /"}

!_ESe ^{= 0.154}

!_ES = !_e + 0.154!_{µ /"}

Strumie' neutrin s!onecznych mierzony w SNO

(Φ

[x10⁶/cm²/s]"

Dowód, %e

neutrina oscyluj":

Wszystkie neutrina ⁸B s" obserwowane, ale zmieni!y si$ ich zapachy.

Phys. Rev. C72,055502 (2005)

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 40

Co wynika z pomiarów neutrin s!onecznych?

W rdzeniu S!o'ca powsta!y: !

W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszank$:

Wszystkie dane da si$ wyt!umaczy&, je%eli po drodze nast"pi!a transformacja cz$(ci neutrin elektronowych:

:cz$(ci

Neutrina oscyluj"

mi$dzy stanami

o ró%nych zapachach

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 42

Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym

u c t d` s` b`

Stany o dobrze okre(lonych masach

nie pokrywaj" si$ ze

u c t d s b

stanami podlegaj"cymi s!abym oddzia!ywaniom:

Mieszanie kwarków:

Analogicznie mo%na wprowadzi& mieszanie neutrin do Modelu Standardowego

Je%eli przyjmiemy, ze neutrina maj"

mas$ to

Stany o okre(lonej masie :

Stanami podlegaj"cymi s!abym oddzia!ywaniom:

Mieszanie leptonów:

Nie musz" by& to%same ze

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 44

Oscylacje Neutrin – 2 zapachy

zmienia si$ w czasie propagacji, st"d

stany masowe:

k"t mieszania:

"#

to stany o ró%nych proporcjach stanów ! _{1 ,} ! ₂

maj" ró%ne masy ró%ne pr$dko(ci

! ₁ ,! ₂

Stosunek

Prawdopodobie'stwo oscylacji – 2 zapachy

Stan o masie m_k,

energii i p$dzie E_k,p_k propaguje si$

:

Za!ó%my stan pocz"tkowy:

W czasie propagacji proporcja

!

,!

:

Prawdopod., %e w punkcie

t,x

$

$ :

D. Kie!czewska, wyk!ad 10 46

Prawdop. oscylacji – 2 zapachy

Prawdop. przej(cia ze stanu

$ ^{do stanu} % ^:

E

–

L

parametry oscylacji

warunki eksperymentalne m

& -

Warunek zaj(cia oscylacji: !  co najmniej jeden ze stanów musi mie& mas$

!  2 stany masowe nie mog"

mie& tej samej masy

Czu!o(& na oscylacje

E

_(MeV) L (m)

Supernowe

<100 >10

10

- 10

S!oneczne

<14 10

10

Atmosferyczne

>100 10

- 10

10

Reaktorowe

<10 <10

10

Akceleratorowe

z krótk" bas"

>100 10

10

Akceleratorowe

z d!ug" bas"

>100 <10

10