Transcript wyklad2-zrodlax

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
1
Naturalne
źródła
neutrin
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
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
Natomiast
 Wykryto neutrina z SN1987A
 oraz oscylacje neutrin
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
3
gora1
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
4
Widmo promieni
kosmicznych
 Na podstawie tych pomiarów
(oraz pomiarów mionów
atmosf.) liczone są oczekiwane
widma i strumienie neutrin .
 Absolutne strumienie
neutrin mają niepewność ok.
20%
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
5
Przewidywane strumienie neutrin
atmosf.
Stosunek strumieni może być
obliczony z precyzją ok. kilku %
Widma zależą od szerokości geomgt.
oraz fazy cyklu aktywności słońca
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
6
Thermonuclear fusion reactions
p+p—>  e+e++d
0.42MeV max
p+ e-+ p—>  e+d
1.44 MeV
d+p—> +3He
3He+3He—> 4He+p+p
3He+4He—> 7Be+
7Be+

e-—>  e+7Li
.86 MeV
7Li+p—> 4He+ 4He
ppII (15%)
ppI (85%)
7Be+p—> 8B+
8B—>
e-+ e+8Be
15 MeV max
rare but easier
to measure
8Be—> 4He+ 4He
ppIII (0.01%)
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
7
Oszacowanie
strumienia neutrin
2Lsun
1
10
1
2
 

7

10
sec
cm
25MeV 4 (1AU)2
where Lsun is the Sun luminosity
1AU is the distance from Sun to Earth
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
Lsun   3.846  0.008   1026 W
8
Solar Neutrino Spectrum
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
9
Stellar evolution
Interplaneta
ry nebula
A large, dense, cool nebula (up to 106 Mo, temp.~10 K)
Gravitation energy is
Protostar
transformed into heat;
A gravitating matter condensation grows to
~10-100 Mo
Star
Fusion reactions start changing H into He
Black
Dwarf
Neutron
Star
Super
nova
Hole
M ~
M ~ 8M
White
Dwarf
Energy supply is depleted, radiation pressure
decreases. Core contracts, its temperature
grows, igniting hydrogen in the envelope. This
leads to expansion of external layers.
M ~
Red Super- Increase of surface leads
to decreased envelope
Giant
temperature.
SN
Black
Red Giant
M >>
Stellar core contracts, temperature rises,
making possible nuclear fusion of heavier
elements.
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
10
Origins of gravitational
collapse
Major thermonuclear reactions:
Reaction
Ignition temperature
(in millions of deg K)
4 1H --> 4He
3 4He --> 8Be + 4He --> 12C
12C + 4He --> 16O
2 12C --> 4He + 20Ne
20Ne + 4He --> n + 23Mg
2 16O --> 4He + 28Si
2 16O --> 2 4He + 24Mg
2 28Si --> 56Fe
10
100
600
1500
4000
6000
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
Onion
structure
with some
fuel still
burning
at boundaries
11
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:
prompt neutrinos
neutron star
e  p   e  n
• Heat gives rise to gammas which produce e+ e- pairs:
e  e  Z   e  e


0
e  e  Z     


0
e  e  Z 0    
thermal neutrinos
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
12
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”:
æ1 1ö M
EB = M ç - ÷ »
= 3´1053 ergs (R
è r Rø r
r)
99% of this energy is carried away by neutrinos;
neutrino luminosity L~ 3x1053 ergs
1% goes into kinetic energy of the envelope particles
Only 0.01% goes into light
And yet it’s 1049 ergs while our sun emits 1033 ergs/sec
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
One SN shines as
1016 Suns!13
SN 1987A
Więcej na specjalnym
wykładzie dot.
SN1987A
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
14
Cosmic sources of very high energy
neutrinos
Not yet observed
- many experiments current and future to search for them.
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
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
15
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
16
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 propagation
Background:
atmospheric neutrinos
Expected signals
from cosmic
accelerators
AGN – active galactic nucleus
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
17
Active Galactic
Nuclei
• Powered by accretion onto massive
black holes (masses 106-1010 MSolar)
• Accretion transport matter inwards
and angular momentum outwards
•
Relativistic jets
Models of
imply neutrino
emission
2 possible mechanisms leading to
large energy release
short GRB – merging NS – NS (?)
long GRB - Collapsar (called also
hypernova, energetic supernova)
Elliptical Gallaxy M87 emitting
a relativistic jet, as seen by Hubble
Space Telescope in visible spectrum
Collapsar
 SN explosion
 very heavy star collapsing into fast
rotating black hole
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
18
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
19
Obserwatorium Pierre Auger
H. Wilczyński, IFJ
styczeń 2010
p + g CMB ® N + p
p ± ® m± +nm
m ± ® e± + n e + n m
Neutrina GZK
Galaktycznepozagalaktyczne
D. Kiełczewska wykład 2
20
 Around 1 MeV neutrinos decouple because they don’t have
enough energy for:
    e  e
Relic neutrinos

Tn = Tg / 1.4
because of „reheating” via
e+ + e- ® 2g
 From that point T /T is constant (both go as 1/R)
 Gammas decouple when electrons bound into atoms CMB photons
 Present temperatures
Tg = 2.725 ± 0.001 K
(0.23 meV)
 Average densities
Tn = 1.949 ± 0.001 K
ng = 410 cm-3
(0.17 meV)
æ 3ö
nn = Nn ´ ç ÷ ng = 340 cm -3
è 11ø
 Presently not measerable
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
21
(Wo)Man-made sources of
neutrinos
 Reactor antineutrinos
 Accelerator neutrinos
 Plans for future:
  - beams
 Neutrino factories
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
22
INSS2011-Lasserre
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
23
Spectrum of reactor antineutrinos
νe+p→n+e+
cross section
Calculated reactor
νe spectrum
Neutrinos with E<1.8
MeV
are not detected
So in practice only ~1.5
neutrinos/fission
can be detected above
threshold
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
24
Fuel evolution:
burnup
More than 99.9%
of νe’s are products
of fissions in 235U,
238U, 239Pu, 241Pu.
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
25
Reactor Power vs. Neutrino Flux
 Reactor neutrino rate
is proportional to its power!
Chooz (Belgium)
 Antineutrino emission
is isotropic and therefore
its flux decreases with
square of distance from
reactor!
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
26
Expected 
interactions in
the detector:
~ 2 events/day
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
27
Japan (JPARC)
Fermilab (USA)
Japan (KEK)
Neutrino
production
starts with
acceleration
of protons
CERN
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
28
Neutrinos produced in accelerators
In order to have high energy neutrinos one needs to:
 Accelerate protons
 Make those protons interact in a target to produce many
mesons
p  p  p  n      K  ........
 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:
   e   e  
K    0  e  e ( e )
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
29
Horns albo rogi magnetyczne
Róg paraboliczny
zachowuje się jak soczewka
Odwrócenie prądu
daje:
nm « nm
INSS 2011, A. Marchioni
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
30
Horns albo rogi magnetyczne
Przewidywane
strumienie neutrin w
Super-wiązce:
CERN-Frejus
INSS 2011, S. Gilardoni v
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
31
Wiązka NuMi (używana przez MINOS)
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
32
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
33
Wiązki „off-axis”
Rozważamy rozpad: p + ® m + + n
m
W cms pionu:
Policzmy kąt, pomiędzy pędem neutrina i pionu w lab:
Z tranf. Lorentza dla mν=0:
En =
*
tan J =
mp2 - mm2
2mp
» 30 MeV
pT
pL
pT = pT* = En* sin J *
pL = g p ( pL* + bp En* ) = g p En* ( cos J * + bp )
En = g p ( En* + bp pL* ) = g p En* (1+ bp cos J * )
Dla relat.
pionów:
pL = En = g p En* ( cos J * +1)
En* sin J * 30 MeV
tan J »
<
En
En
En* sin J * 30 MeV
En »
<
tan J
tan J
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 jest
ograniczona z góry
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
34
Wiązki „off-axis”
Dla p+12C przy 12 GeV
K.T. McDonald, arXiv:hep-ex/0111033, 2001
 Quasi monochromatic neutrino beam
 Tunable peak energy
 Reduced tail at high  energies helps to
reduce background due to production
of pions
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
35
Neutrino energy
Widmo neutrin T2K docierających do SK
Otrzymane za pomocą pakietu
JNUBEAM
Przez M. Pfutznera
(Praca licencjacka, 2010)
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
36
T2K neutrino beam
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
37
New neutrino beam – J-PARC
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
38
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
39
Pierwsze wyniki na wiązce T2K
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
40
Superbeams
Bardziej intensywne wiązki konwencjonalne z użyciem „proton drivers”
INSS 2011, S. Gilardoni
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
41
Neutrino future beams
Conventional high
power beams
- a problem of
background for eNeutrino factories
- a new type of
accelerator
Magnetic field is
necessary in detectors
 – beams – electron neutrinos or anti-neutrinos
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
42
Wiązki beta
Rozpatrywane
rozpady:
6
2
He ® 36 Li + e- + n e
18
10
Ne ® 189 F + e+ + n e
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
43
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
44
Wiązki beta
Np:
Zalety wiązek beta: czyste (anty)neutrina elektronowe; znane widmo
INSS 2011, S. Gilardoni
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
45
Neutrino Factories
Czyste wiązki
m - ® e- + n e + n m
m + ® e+ + n e + n m
INSS 2011, S. Gilardoni
Fizyka cząstek II D.Kiełczewska
wyklad 2
 Konieczny detektor
z polem mgt
 Dobrze znane
widmo neutrin
 Etap pośredni
kolajdera 46
mionowego?