Źródła neutrin
description
Transcript of Źródła neutrin
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
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
Naturalne źródła neutrin
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
Neutrina atmosferyczne Pierwsze neutrina atmosf. obserwował Reines
et al. w 1965 w kopalni złota w Pd. Afryce, W latach 1970 Grand Unified Theories
przewidują rozpady protonów PDK Do poszukiwania PDK zbudowano wielkie
podziemne detektory czerenkowskie (IMB, Kamioka)
Badano atmosf. neutrina jako tło dla PDK Nie znaleziono PDK
Wykryto neutrina z SN1987A oraz oscylacje neutrin
Natomiast
3
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
4
gora1
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
Na podstawie tych pomiarów (oraz pomiarów mionów atmosf.) liczone są oczekiwane widma i strumienie neutrin .
Absolutne strumienie neutrin mają niepewność ok. 20%
Widmo promieni kosmicznych
5
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
Przewidywane strumienie neutrin atmosf.
Stosunek strumieni może być obliczony z precyzją ok. kilku %
Widma zależą od szerokości geomgt. oraz fazy cyklu aktywności słońca
6
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
7
Thermonuclear fusion reactionsp+p—> νe+e++d 0.42MeV max
p+ e-+ p—> νe+d 1.44 MeV
d+p—> γ+3He3He+3He—> 4He+p+p
3He+4He—> 7Be+ γ
7Be+ e-—> νe+7Li .86 MeV
7Be+p—> 8B+γ
7Li+p—> 4He+ 4He
8B—> e-+νe+8Be 15 MeV max
8Be—> 4He+ 4He
ppI (85%)
ppII (15%) ppIII (0.01%)
rare but easierto measure
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
8
Oszacowanie strumienia neutrin
10 1 2sun2
2 1 7 10 sec cm25MeV 4 (1AU)L
ν
where Lsun is the Sun luminosity 1AU is the distance from Sun to Earth
263.846 0.008 10 WsunL
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
9
Solar Neutrino Spectrum
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
10
Interplanetary nebula
ProtostarStar
Red Giant
Black Dwarf
White Dwarf
Red Super-GiantSN
Neutron Star
Black Hole
M ~
M ~
M ~ 8M
M >>
Stellar evolutionA 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.
Stellar core contracts, temperature rises, making possible nuclear fusion of heavier elements.
Supernova
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
11
Origins of gravitational collapse
Major thermonuclear reactions:
Reaction Ignition temperature (in millions of deg K)
4 1H --> 4He 103 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 structurewith some fuel still burningat 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: ee p nν prompt neutrinos
neutron star
0
0
0
e ee e Z
e e Z
e e Z
ν ν
ν ν
ν ν
thermal neutrinos
• Heat gives rise to gammas which produce e+ e- pairs:
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
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 particlesOnly 0.01% goes into lightAnd yet it’s 1049 ergs while our sun emits 1033 ergs/sec
One SN shines as 1016 Suns!13
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
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
Not yet observed- many experiments current and future to search for them.
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 numbers of 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 propagationBackground: atmospheric neutrinos
Expected signals from cosmic accelerators
AGN – active galactic nucleus
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
18
Active Galactic Nuclei
Elliptical Gallaxy M87 emitting a relativistic jet, as seen by HubbleSpace Telescope in visible spectrum
• Powered by accretion onto massive black holes (masses 106-1010 MSolar)
• Accretion transport matter inwards and angular momentum outwards
• Relativistic jets
Models of GRBs imply neutrino
emission2 possible mechanisms leading to large energy release short GRB – merging NS – NS (?)long GRB - Collapsar (called also
hypernova, energetic supernova)
Collapsar SN explosion very heavy star collapsing into fast
rotating black hole
D. Kiełczewska wykład 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, IFJstyczeń 2010
Galaktycznepozagalaktyczne
Obserwatorium Pierre Auger
Neutrina GZK
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
21
The standard cosmic neutrino background (CνB) history as provided
by Big Bang Around 1 MeV neutrinos decouple because they don’t
have enough energy for:
because of „reheating” via
From that point Tν/Tγ is constant (both go as 1/R) Gammas decouple when electrons bound into atoms Present temperatures
Average densities
Presently not measerable
Relic neutrinos
e eν ν
CMB photons
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
22
(Wo)Man-made sources of neutrinos
Reactor antineutrinos 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
Calculated reactorνe spectrum
νe+p→n+e+
cross section
Neutrinos with E<1.8 MeV
are not detected
So in practice only ~1.5 neutrinos/fission
can be detected above threshold
Spectrum of reactor antineutrinos
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
25
Fuel evolution:
burnupMore than 99.9%of νe’s are productsof fissions in 235U, 238U, 239Pu, 241Pu.
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
26
Reactor Power vs. Neutrino Flux
Reactor neutrino rate is proportional to its power!
Antineutrino emissionis isotropic and thereforeits flux decreases with square of distance from reactor!
Chooz (Belgium)
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
27
Expected νinteractions inthe detector:~ 2 events/day
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
28
Neutrino production starts with acceleration of protons
Japan (JPARC)
Japan (KEK)
Fermilab (USA)
CERN
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
29
Neutrinos produced in accelerators
Accelerate protons Make those protons interact in a target to produce
many mesons
Allow pions to decay
Collimate pions to form a beam Absorb remaining charged particles at the end of the beam line To avoid admixtures try to reduce decays:
In order to have high energy neutrinos one needs to:
........p p p n K
ν
ee ν ν 0 ( )e eK e ν ν
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
30
Horns albo rogi magnetyczne
INSS 2011, A. Marchioni
Róg parabolicznyzachowuje się jak soczewka
Odwrócenie prądu daje:
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
31
Horns albo rogi magnetyczne
INSS 2011, S. Gilardoni v
Przewidywane strumienie neutrin w Super-wiązce:CERN-Frejus
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
32
Wiązka NuMi (używana przez 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 kąty ϑ są małe i ograniczone z góry dla ustalonego kąta ϑ>0 energia Eν nie zależy od pędu pionu i
też jestograniczona z
góry
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
35
Wiązki „off-axis”K.T. McDonald, arXiv:hep-ex/0111033, 2001
Dla p+12C przy 12 GeV
Quasi monochromatic neutrino beam
Tunable peak energy Reduced tail at high ν energies
helps to reduce background due to production of pions
Neutrino energy
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
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
T2K neutrino beam
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
38
New neutrino beam – J-PARC
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
39
T2K neutrino beam – J-PARC• 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
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
40
Pierwsze wyniki na wiązce T2K
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
41
Superbeams Bardziej intensywne wiązki konwencjonalne z użyciem „proton drivers”
INSS 2011, S. Gilardoni
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
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 betaRozpatrywane 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% „duty cycle”
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
45
Wiązki beta
INSS 2011, S. Gilardoni
Np:
Zalety wiązek beta: czyste (anty)neutrina elektronowe; znane widmo
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska wyklad 2
46
Neutrino Factories
INSS 2011, S. Gilardoni
Czyste wiązki
Konieczny detektor z polem mgt
Dobrze znane widmo neutrin
Etap pośredni kolajdera mionowego?