Upload
irving
View
52
Download
0
Embed Size (px)
DESCRIPTION
Nadświetlne neutrina – wyniki eksperymentu OPERA. Ewa Rondio Narodowe Centrum Badań Jądrowych. RADA DO SPRAW ATOMISTYKI. Warszawa, 1 .12.2011. neutrina n - cząstki punktowe ... bez ładunku elektrycznego, (bez masy ?). - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
Nadświetlne neutrina –wyniki eksperymentu
OPERA
Ewa Rondio
Narodowe Centrum Badań Jądrowych
Warszawa, 1 .12.2011RADA DO SPRAW ATOMISTYKI
neutrina n - cząstki punktowe ... bez ładunku elektrycznego, (bez masy ?)
źródło: http://chall.ifj.edu.pl/przygodazczastkami/
istnienie n zaproponowano aby „uratować zasadę zachowania energii” w rozpadzie beta
Pauli powiedział, że zrobił rzecz straszną
postulując istnienie cząstki której nigdy nie uda się zaobserwować
ALE nie docenił experymentatorów
n nie wchodzą w skład ukłądów związanych łamią symetrie P (odbicie lustrzane) mamy różne „rodzaje” neutrin
występują w różnych „zapachach”
n
najbardziej nieuchwytne cząstki materii
F. Reines: „....najmniejsza porcja rzeczywistosci, jaką
kiedykolwiek człowiek wymyślił.”
Odgrywają ważną rolę w Modelu Standartowym
• masa neutrina < 10-6 masy elektronu• ładunek elektryczny = 0• bardzo trudne do obserwacji biorą udział tylko w oddz. słabych
Neutrino?
• tworzą pary z naładowanymi leptonami• rodzaj neutrina określamy przez lepton który mu towarzyszy w oddziaływaniu
najbardziej nieuchwytne cząstki materii
a tymczasem ....
Słońce emituje: 2x1038 ν/sek
Na Ziemię przybywa: > 4x1010 ν/sec/cm2
Bardzo wiele neutrin powstało w Wielkim Wybuchu
teraz we Wszechświecie jest ok. 330 ν/cm3
– 3 razy mniej niż fotonów, ale– 109 razy więcej niż nukleonów
Model Standardowy – oddziaływania
νe νμ ντ
e− μ− τ −
u c t
d s b
+ 23
−13
0
−1W+
W-
W- W+
Z0
g
Z0
g
gluon
gluon
oddz. silne
oddz. elekro-słabe
Oddziaływania elektro-słabe (semi-leptonowe) Rozpad b neutronu (postulat isntnienia „malej neutralnej czastki” - Pauli
Wychwyt elektronu
‘odwrotny rozpad beta’
Neutrina – cząstki nieuchwytneNeutrin jest bardzo dużo ale także niezwykle trudno je złapać!
» Nie mają ładunku elektrycznego» Bardzo słabo oddziałują z materią
Aby je zatrzymać potrzebny byłby ołowiany blok o grubości
3 lat świetlnych!!! (czyli ok. 2 miliony razy dłuższy niż odległość z Ziemi do Słońca)
» Do ich badania potrzebujemy dużych detektorów » i sprytnej metody detekcji:
nBUM
!
cząstka naładowana: e, m,
t
Jądro atomowe
Jak zarejestrować neutrino ?
jak zaobserwowac neutrina?
rekonstrukcja – próba uzyskania maksimum informacji: czas, energia ...– obserwacja cząstek naładowanych– obserwacja produktów oddz. lub rozpadu
cząstek neutralnych– rekonstrukcja wierzchołka oddziaływania
przykładowe procesy dla oddziaływań na nukleonie i elektronie
ν x + N → e / μ / τ + ′N (+x)
ν x + N → ν x + ′N (+x)
ν e + ew−atomie → ν e + eszybki
lepton identyfikuje rodzaj neutrina
możliwa obserwacja cząstek wtórnych
jedyny proces dla małych energii100 razy mniejszy przekrój czynny
detekcja oddziaływań neutrin
detektory scyntylacyjnedetektory Czerenkowa
(woda, lód, woda morska)detektory typu “przekładaniec”:
np. żelazo – scyntylatoremulsje jądrowekomora TPC wypełniona
ciekłym argonem
zasada pomiaru prędkości neutrin prędkość neutrin to wynik dzielenia drogi przez czas,
potrzebne jest więc– dokładny pomiar drogi przebytej przez neutrina: odległość między
punktem produkcji i punktem oddziaływania
i– pomiar czasu przelotu neutrin
czas : określenie czasu produkcji n
określenie czasu oddziaływania w dalekim detektorze
odległość : metody geodezyjne
oczekiwany efekt jest bardzo mały – potrzebna jest bardzo duża odległość
analiza ślepa – aby uniknąć obciążeń związanych z sugerowania się oczekiwanym wynikiem
analiza czasu przelotu (ToF)
neutrina są produkowane w sposób sztuczny lecą pod ziemia do wielkiego detektoraprzygotowanego do ich detekcji i pomiaru czasu
wiązka neutrin CNGS i eksperymenty OPERA i ICARUS
CERN
Gran Sasso
OPERA – detektory warstwowe:
przekładaniec : - warstwa ciężkiego materiału - warstwa czuła (scyntylator)
emulsje jądrowe
dotychczas opublikowany wynik: jedenkandydat na oddziaływanie
n t
celem eksperymentu jest poszukiwaniesygnału oddziaływania neutrina-tau
przygotowanie wiązki neutrin
pomiar czasu dla protonów przed tarczą ocena czasu między oddziaływaniem w tarczy a produkcja
neutrina poprawka jest 1.4x10-2 ns czas przelotu od punktu produkcji do detektora OPERA
2439280.9 ns jesli założymy prędkość światła
profil czasowy protonów padających na tarczę – 10.5 ms
jeśli obserwujemy oddziaływanie w LNGS wiemy tylko z którego impulsu
laboratorium podziemne LNGS w Gran Sasso
czas jest liczony dla pierwszego sygnału zarejestrowanego w detektorze
potem robi sie poprawkę tak żeby otrzymać czas na wejściu do detektora
oddziaływania wewnątrz detektora
oddziaływania w skałach przed detektorem
rozkład czasu dla wszystkich przypadków spełniających kryteria “oddziaływanie neutrina”
rozkłady przed i po dopasowaniu przesunięcia
przesunięcie
(1048.5+/-6.9)nsdopasowania
są dobre
chi2 ok. 1-1.2
ocena niepewności systematycznych
odległość : GPS – 2 cm,
geodezyjny pomiar podziemny – kilkanascie cm
czas
wyniki dla podzbiorówdanych
ostatecznie:
względna różnica prędkości neutrin
δt = TOFc − TOFν = (1048.5 ± 6.9(stat.))ns − 987.8ns
= (60.7 ± 6.9(stat.))ns
(v −c) / c=δt / (TOFc −δt) =
=(2.49 ±0.28(stat.) ±0.30(sys.))⋅10−5s
sprawdzenie zależności od energii
dla oddziaływań kwazi-elastycznych (2_->2) można wyznaczyć energie neutrina mając pomiar mionu
podział na 2 przedziały nie widać różnicy
(D= 13.4+/-26.3 ns)
Od czasu ogłoszenia wyniku wykonano kolejne sprawdzenia :
dokładna ocena zmian odległości związana z pływami wywołanymi przyciąganiem księżyca- 2cm/rok
wiązka porusza sie zgodnie z kierunkiem obrotu Ziemi – 2.2 ns, powiększa efekt v>c
efekty relatywistyczne i grawitacyjne – wpływ na odległość – max. 2cm
rozszerzanie termiczne tarczy – zmiana gęstości – max. 3 promile
dokładność pozycji proton neutrino - 50 mm
nowe dane: 22.X-6.XI, 4*1016 pot
zbieranie danych z bardzo krótki impulsem protonów
2 ns impuls, 524 ns przerwa nie trzeba robić fitu wiemy kiedy był impuls z którego widzimy
oddziaływanie
– zaobserwowano 20 oddziływań– czas wysłania neutrina znany z dokładnością do 2 ns
przesunięcie d = ToFn - ToFc
każde oddziaływanie można przypisać do krótkiego impulsu
nie ma dopasowania dt jest liczona dla
każdego oddziaływania już niewielka próbka
pozwala sprawdzić czy jest przesunięcie
d=(62.1+/-3.7) ns
zgodne z poprzednim wynikiem
Troche historii - bo to nie pierwszy taki pomiarwcześniej wynikiem były tylko ograniczenia na różnicę prędkości
FNAL – neutrina na krótkiej bazie, En>30GeV,
limit (v-c)/c < 4*10-5 (publ. Phys.Rev.Lett, 1979)
MINOS – publikacja z 2007 roku, podobne L,
maksimum energii 3 GeV,
limit (v-c)/c<(5.1+/-2.9)*10-5 1.8 sSN1987A , En ~10 MeV,
baza naprawdę długa – 163 000 ly
limit (v-c)/c<2*10-9 <<< wynik OPERY !!!
MINOS przekładaniec : - warstwa ciężkiego materiału - warstwa czuła (scyntylator)
MINOS
MINOS
dwa detektory – bliski i daleki
neutrina z wybuchu SN1987A przyleciały 3 godziny wcześniej niż sygnał świetlny
3 detektory zarejestrowały sygnał z supernowej: Kamiokande (Japonia) – 11 przypadków IMB (USA) – 8 przypadków Baksan (Rosja) – 5 przypadków
Tego typu sygnał pojawił się w detektorach neutrin i to on był oznaką wybuchy supernowej.
gdyby różnica prędkości była taka jaką widzi OPERAprzyleciałyby 4 lata przed światłem !!!!
plany na przyszłość:
w przyszłym roku dłuższy okres z wiązką impulsową (2 ns – 100 ns)
udział 4 eksperymentów z Gran Sasso– OPERA– ICARUS– BOREXINO– LVD
niezależne zegary, kalibracjawspólna infrastruktura w LNGS
różne techniki detekcji, czułość na efekty systematyczne, niezależna analiza
ICARUS
» Detektor ciekłoargonowy (LAr)
» Poszukiwanie oscylacji νμ =>ντ
» Rejestracja produktów oddziaływań neutrin -> jonizacja ośrodka, rejestracja ładunku
e-, 15 GeV, pT=1.16 GeV/c
Vertex: 10,2p,3n,2 ,1e-
CNGS e interaction, E=16.6 GeV120
cm
290 cm
CNGS interaction, E=21.3 GeV
Vertex: 3,5p,9n,3,1
80 c
m
300 cm
Borexinodetektor scyntylacyjny, zbiera dane od 2007bada neutrina Słoneczneakceptacja kilkarotnie większa niż Opery
LVD
23x13x10 metrówdziała od 1992 rokumonitoruje Galaktyke, zadanie
rejestracja zapaści grawitacyjnej
masywnej gwiazdy
element “Supernova Early Worning System –
SNEWS”
plany na przyszłość:
pomiary planowane też na pozostałych wiązkach neutrin (USA, Japonia)
pomiar dla anty-neutrin
czekamy na dalsze sprawdzenia, wynik tak zaskakujący, że wymaga całkowicie niezależnego potwierdzenia wszystkich elementów
wiązka w JaponiiT2K = Tokaj do Kamioki
mniejsza odległość, spodziewany efekt ~25 nswiązka będzie uruchomiona w styczniu 2012
Podsumowanieneutrina są trudne do detekcji, ale mamy coraz
więcej informacji o nich pomiar prędkości neutrina dostarczył
zaskakującego wyniku, trwa sprawdzaniepierwszy test (głównie metody analizy)
potwierdził orginalny zaskakujący wynikpublikacja została wysłana do recenzentówbogate plany na przyszły rok
dziedzina w której wiele się dziejespodziewamy się nowych wyników w najbliższym czasie