Neutrino

NEUTRINO I JEGO POTENCJALNY WPŁYW NA
EWOLUCJĘ WSZECHŚWIATA
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
Nagroda Nobla 2002 w dziedzinie fizyki
Skąd się biorą neutrina?
Jakie neutrina obserwujemy?
Od Wielkiego Wybuchu do Wielkiej Unifikacji poprzez
neutrina
Neutrina prawdopodobnym składnikiem „czarnej materii”
Czy neutrina mają masę i jak ją zmierzyć? Oscylacje neutrin
Na czym polega oscylacja neutrin?
Podsumowanie
1. NAGRODA Nobla 2002 : za detekcję neutrin
Raymond Davis Jr. jako pracownik Brookhaven National Laboratory
wymyślił pionierską metodę chwytania neutrin słonecznych za pomocą
tetrachloroetylenu (PERC). Opracował sposób wyławiania pojedyńczych
atomów argonu ze zbiornika znajdującego się 1500 m pod Ziemią
(ekranowanie cząstek promieniowania kosmicznego) zawierającego 680 ton
tej cieczy. W ciągu 30 lat wychwycił około 2000 neutrin. Rejestrując średnio
jedno neutrino na dwa dni, rejestrował ich trzy razy mniej niż wynikało to z
obliczeń (model standardowy Słońca)
Masatoshi Koshiba zbudował w japońskich Alpach, kilometr pod
powierzchnią Ziemi laboratorium KAMIOKANDE, a potem
SUPERKAMIOKANDE. Jego najważniejszą częścią jest pułapka na
neutrina – wielki cylinder wypełniony 50 000 ton krystalicznie czystej
wody i otoczony 11 456 fotodetektorami rejestrującymi najmniejszy błysk
światła. Taki błysk oznacza, że przybywające z kosmosu neutrino trafiło
w cząsteczkę wody. Detektor Koshiby (SK) wykrywał neutrina, ale
określał też ich kierunek nadlatywania.
SUPRKAMIOKANDE
Rejestracja neutrina – „neutrino event”
Do detekcji neutrin oprócz H2O (SK) wykorzystuje się lód (AMANDA), D2O oraz
Ga (GALLEX) i Cl.
INNE LABORATORIA:
SUPERKAMIOKANDE
KAMLAND
SUDBURY NEUTRINO OBSERVATORY
GALLEX
AMANDA
LONG BASE LINE
2. Skąd biorą się neutrina?
- Powstają jako uboczny produkt reakcji przemiany wodoru w hel w gwiazdach, także w
Słońcu ( neutrina słoneczne). Neutrino, które rodzi się w środku Słońca, dociera do Ziemi już
po upływie 8,3 min, podczas gdy foton światła musi przedzierać się stamtąd ku powierzchni
gwiazdy ponad milion lat. Neutrina więc lepiej niż światło zdradzają co się dzieje aktualnie
we wnętrzu gwiazdy. Ponadto unoszą ze sobą większą część energii eksplozji (tzw. Supernowe)
i docierają do Ziemi niemal nie zatrzymane. Słońce produkuje dwieście trylionów trylionów
trylionów neutrin na sekundę, wybuch supernowej rodzi 1000 razy więcej neutrin, aniżeli
Słońce będzie w stanie wyprodukować w ciągu 10 mld lat. Czubek naszego palca (1 cm2)
przenika w ciągu sekundy 100 bln neutrin.
- Powstają też w górnych warstwach atmosfery ziemskiej z rozpadu mionów zawartych w
promieniowaniu kosmicznym.
- W przestrzeni wokół nas występują również neutrina pochodzące z narodzin Wszechświata
(100/cm2).
- Neutrina potrafimy wytwarzać na Ziemi przy pomocy akceleratorów w rozpadach typu b.
-
Rozpad b
n. atm.
n. słoneczne
n. supernowej
Eksperyment ALICE z wykorzystaniem akceleratora LHC
3. Jakie neutrina obserwujemy?
Obecnie rozróżnia się trzy typy („zapachy”) neutrin (sześć, jeśli wliczyć antyneutrino) :
neutrino elektronowe ne (wytwarzane przez Słońce), neutrino mionowe nm oraz neutrino taonowe
nt (neutrina atmosferyczne). Każdy z zapachów neutrin związany jest z jednym z trzech
naładowanych leptonów: elektronem, mionem (m=200me) i znacznie cięższym taonem
(m=3300me). Korespondują one z trzema znanymi generacjami cząstek (model standardowy),
które tworzą listę znanych cząstek elementarnych. Ziemska materia składa się z cząstek
pierwszej generacji: protonów, neutronów i elektronów. Jednak we Wszechświecie stosunek ilości
neutrin do w/w cząstek jest jak miliard do jednego. Są one tak powszechne, że nawet jeśli masa
każdego z nich jest bardzo mała, to ich całkowita masa mogłaby zdominować Wszechświat.
Wszystkie neutrina
Neutrina atmosferyczne
Reakcje: p+ → m+ + nm; m+ → e+ + nm + ne
Detekcja: rejestrowane jest promieniowanie Czerenkowa emitowane w kierunku ruchu
przez cząstki poruszające się z prędkością większą od prędkości światła w wodzie.
Neutrina słoneczne
Detekcja: ne + Cl → Ar + e-; ne + Ga → Ge + e-
Oddziaływanie neutrin słonecznych możemy odróżnić od oddziaływań neutrin atmosferycznych
mierząc kąt rozpraszania elektronu względem kierunku od Słońca
4. Aby właściwie ocenić rolę neutrin we Wszechświecie należy zacząć
od jego początku:
Wraz z rozszerzaniem się Wszechświata malała jego temperatura, wyodrębniały się
nowe formy oddziaływań między cząstkami materii. Celem współczesnej fizyki jest
zunifikowanie opisu zjawisk fizycznych – niepoślednią rolę może tu odegrać
neutrino...
Z badań przeprowadzonych przez sondę COBE (pomiar reliktowego promieniowania
mikrofalowego z okresu 300 000 lat po Wielkim Wybuchu) wynika, że atomy
wypełniają tylko około 4% Wszechświata, 23% stanowi tzw. ciemna materia, której
natury nie znamy, 73% to tzw. „ciemna energia”. Z eksperymentu tego wynika płaska
topologia Wszechświata, jak również aktualna wartość stałej Hubble’a – H=71 km/(s
MPc).
Aby wytłumaczyć ruch galaktyk, a także
ewolucję Wszechświata, przyjmuje się, że jest
w nim dużo więcej materii niż widzimy (tzn.
materii świecącej – gwiazd) – ciemna materia,
ciemna energia.
5. Neutrina występują w kosmosie w takiej ilości,
że mogą odgrywać rolę ciemnej materii nawet
wtedy, gdy nie są jej jedynym składnikiem. Są one,
wśród znanych dzisiaj cząstek elementarnych,
jedynymi kandydatami do roli składników ciemnej
materii.
Siły grawitacji determinują nie tylko ruch ciał
niebieskich lecz również całą ewolucję
Wszechświata: grawitacja dąży do przerwania jego
ekspansji, co pokazuje prawo Hubble’a. Mnożąc
nawet bardzo małą masę neutrin przez ich ilość w
kosmosie można otrzymać całkowitą ich masę
dostatecznie wysoką, aby mogła ona wpłynąć na
przyszłość Wszechświata.
6. Czy neutrina mają masę i jak ją można zmierzyć?
Neutrina są trudne do wykrycia z uwagi na ich małe prawdopodobieństwo
oddziaływania z materią (słabe oddziaływanie).
- bezpośredni pomiar masy neutrino można otrzymać mierząc różnicę między
dopuszczalną energią rozpadu b i największą energią. Metoda ta jest czuła dla mas
100 000 razy mniejszych od masy elektronu, ale ta dokładność dla neutrin jest za
mała. Wydaje się, że masy neutrin n, m, t sukcesywnie rosna podobnie do ich
partnerów, cząstek e, m, t. Neutrino t więc, powinno mieć największą masę, co
czyni go najlepszym kandydatem na składnik „ciemnej materii”.
- najbardziej skuteczną metodą eksperymentalna pomiaru masy neutrino wydaje
się być detekcja oscylacji neutrino. Zgodnie z mechanika kwantową, jeżeli neutrino
ma masę, trzy w/w typy neutrin, nie powinny być faktycznie różne – w dostatecznie
długim odcinku czasu. Neutrino jednego typu powinno dać się transformować
(oscylować) do neutrino innego typu. Oznacza to, że neutrino słoneczne,
generowane jako neutrino elektronowe, powinno dotrzeć do Ziemi jako neutrino
mionowe. Pomiar oscylacji neutrin realizuje się dwoma drogami: pomiar
strumienia neutrin słonecznych oraz reakcje wymuszone sztucznie w
akceleratorach cząstek. Protony przyspiesza się do wysokich energii (TeV Fermilab) i doprowadza do zderzenia z tarczą. Generuje się wiele cząstek wtórnych
– pionów. Są one ogniskowane przez odpowiednie soczewki magnetyczne zanim
dotrą do „tunelu zanikania”.
Czas życia pionu jest mały, czemu towarzyszy emisja neutrin. Większość pionów
rozpada się w tunelu. Całkowita długość drogi neutrina – 1 km.
1. Neutrina atmosferyczne:
2. Neutrina słoneczne
Rezultaty obserwacji neutrin i oszacowania ich masy:
Analiza wyników pomiarów widma elektronów z rozpadu trytu (MAINZ 2001):
T→ 3He + e- + ne.
Ograniczenie na mne: mne < 2.2 eV (<4.3*10-6 me)
Ograniczenie na mnm: mnm < 0.0018 mm
Ograniczenie na mnt: mnt < 0.01 mt.
7. Jak można wyjaśnić oscylacje neutrin?
Na początku
Na początku
Na podstawie wykładów: Żarnecki, Uniwersytet Warszawski