studium04

Wybrane zagadnienia z cząstek elementarnych: 

Wybrane zagadnienia z cząstek elementarnych Model Standardowy elementarnych składników materii oddziaływań Eksperymenty akceleratorowe LEP, HERA, LHC Eksperymenty neutrinowe rozwiazanie zagadki neutrin atmosferycznych rozwiązanie zagadki neutrin słonecznych Co wiemy o masach neutrin Danuta Kiełczewska, Studium Podyplomowe, luty 2004 danka@fuw.edu.pl

Skale mikroświata: 

Skale mikroświata neutrino

Jądro atomowe: 

Jądro atomowe

Jądro atomowe: 

Proton Neutron Quarks andgt; Jądro atomowe

Cząstki hadronowe …: 

Proton Lambda Antiproton Cząstki hadronowe … Bariony: Mezony:

Model Standardowy – elementarne cząstki materii: 

Model Standardowy – elementarne cząstki materii kwarki leptony Charge Charge antykwarki antyleptony

Spin : 

Spin Cząstka lewoskrętna obrotowy moment pędu fermiony: ½ bozony: 0, 1 Cząstka prawoskrętna

Oddziaływania: 

Oddziaływania Elektro-magnetyczne Silne Słabe Wiemy z doświadczeń:

Nośniki oddziaływań: 

Nośniki oddziaływań fotony g e- e- n kwark kwark kwark gluony - g bozony pośredniczące elektro- magnet. silne słabe Diagramy Feynmana Fermiony s=1/2 Fermiony s=1/2 Bozony

Model Standardowy – oddziaływania: 

Model Standardowy – oddziaływania W+ W- W- W+ Z0 g Z0 g gluon gluon oddz. silne oddz. elekro-słabe

Oddziaływania słabe : 

Oddziaływania słabe wymiana bozonu W+, W- wymiana bozonu Z0

Oddziaływania słabe z udziałem neutrin: 

Oddziaływania słabe z udziałem neutrin wychwyt elektronu „odwrotny rozpad beta' Rozpad neutronu

Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe): 

Oddziaływania elektro-słabe (leptonowe) Rozpad mionu:

Zachowanie liczb leptonowych : 

Zachowanie liczb leptonowych Zachowanie liczby barionowej kwarki antykwarki Liczba barionowa +1/3 -1/3

Model Standardowy w pigułce: 

Model Standardowy w pigułce „Cegiełki' materii Nośniki oddziaływań 3 generacje „cegiełek'

Kwarki w kolorach: 

Kwarki w kolorach kwarki s s s up down strange „From neutrinos to cosmic sources', lecture 1, 2003 „From neutrinos to cosmic sources', lecture 1, 2003 „From neutrinos to cosmic sources', lecture 1, 2003 antykwarki

Trochę liczb - jednostki: 

Trochę liczb - jednostki Jednostka energii (masy) używana w fizyce cząstek: 1 eV (elekronowolt) 1 eV – energia, jaką uzyskuje cząstka o ładunku elementarnym na skutek różnicy potencjałów 1V Jednostki pochodne: Często za jednostkę masy przyjmujemy jednostkę energii (E=mc2; c=1) Zasada nieoznaczoności: Stąd dostajemy związek między jednostkami energii i długoci:

Masy cząstek: 

Masy cząstek Masy neutrin sprzed 1998

Akceleratory: 

Akceleratory pozwalają badać cząstki i oddziaływania o coraz wyższych energiach

Detektory na wiązkach przeciwbieżnych: 

Detektory na wiązkach przeciwbieżnych

CERNSpS & LEP: 

CERN SpS andamp; LEP * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * * LHC (Large Hadron Collider 2007  ··· ) W budowie:

detektor Aleph: 

detektor Aleph LEP (CERN): e+e- do 200 GeV 27 km obwodu

Total cross sections: 

Total cross sections CESR DORIS PEP PETRA TRISTAN Całkowita energia w środku masy bozon Z0

DESY : 

DESY akcelerator HERA: wiązki: p e- obwód: 6.3 km Ee=27GeV Ep=920 GeV całkowita energia w cms: 318 GeV

DESY, Hamburg: 

DESY, Hamburg

Poszukiwanie bozonu Higgsa: 

Poszukiwanie bozonu Higgsa Wg obecnego modelu masy cząstek biorą się z oddziaływania z polem Higgsa. Znalezienie cząstki Higgsa H ma więc zasadnicze znaczenie. H powinien rozpadać się głównie na najcięższe dostępne cząstki. W tym celu budowany jest akcelerator LHC (Large Hadron Collider) w CERNie. zderzenia pp; energia 2* 7 GeV;obwód 27 km; Poszukiwane będą zdarzenia: Oczekuje się, że masa H ~ 140 GeV

Mechanizm Higgsa: 

Mechanizm Higgsa Wyobraźmy sobie salę bankietową równomiernie wypełniona gośćmi (pole Higgsa) Pojawia się znkomity naukowiec (bozon cechowania Z0,W+/-), który zwraca powszechną uwagę

Mechanizm Higgsa: 

Mechanizm Higgsa Ludzie cisnący się wokół naukowca utrudniają mu poruszanie się - efektywnie nadają mu masę Ludzie na bankiecie mogą też spontanicznie tworzyć „zgęszczenia' (bozon Higgsa)

Detektory do LHC: 

Detektory do LHC

Po co nam 3 generacje?: 

Po co nam 3 generacje? Neutrina powinny pomóc w rozwiązaniu tej zagadki

Ile jest lekkich neutrin? : 

Ile jest lekkich neutrin? „Całkowita szerokość' G~ prawdopodobieństwo rozpadu Gi ~ prawd. rozpadu w kanale i GZ jest mierzona, Ghad ,Gl ,Gn obliczone Stosunki rozpadów są proporcjonalne do liczby stanów końcowych. Im więcej neutrin tym mniej rozpadów na inne cząstki

Zachowanie liczb leptonowych: 

Zachowanie liczb leptonowych Np. rozpad taonu: liczba taonowa: +1 0 0 +1 liczba mionowa 0 +1 -1 0 liczba taonowa: -1 0 0 +1 liczba elektronowa 0 -1 +1 0

Neutrina wokół nas: 

Neutrina wokół nas Słońce emituje: 2x1038 ν/sec Na Ziemię przybywa: andgt; 4x1010 ν/sec/cm2 We wszechświecie: 330 ν/cm3 (3 razy mniej niż fotonów, ale 109 razy więcej niż nukleonów) A tymczasem: masa neutrina andlt; 10-6 masy elektronu ładunek elektryczny = 0 bardzo rzadko obserwowane

Naturalne źródła neutrin: 

Naturalne źródła neutrin

Detektory w kopalni Kamioka: 

Detektory w kopalni Kamioka Experymenty: Kamiokande Super-Kamiokande KamLand:

Wjazd do kopalni Kamioka : 

Wjazd do kopalni Kamioka

Detektor Super-Kamiokande : 

Detektor Super-Kamiokande 50,000 ton bardzo czystej wody 1000 m pod ziemią 11,146 fotopowielaczy (PMT) o średnicy 20 cali 1,885 PMT w warstwie zewn. 42m

Super-Kamiokande w trakcie napełniania : 

Super-Kamiokande w trakcie napełniania

Fotopowielacze : 

Fotopowielacze Średnica 20' Niepewność określenia czasu 1nsec

Zagadka neutrin atmosferycznych: 

Zagadka neutrin atmosferycznych i jej rozwiazanie

Atmosph: 

Atmosph

Mion zarejestrowany w SK: 

Mion zarejestrowany w SK czas życia mionu 2.2 msec

Rozkłady kątowe ne i nm : 

Rozkłady kątowe ne i nm M.C. simulations (without oscillations) czyli ne pokonują drogę przez Ziemię tak, jak oczekiwano natomiast nm „gubią się' tym bardziej im dłuższa droga

Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande: 

Asymetria góra-dół w Super-Kamiokande

Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych?: 

Co wynika z pomiarów neutrin atmosferycznych? W atmosferze powstały: nm W detektorach na Ziemi obserwujemy: Wygląda na to, że po drodze nastąpiła transformacja: Czyli liczba leptonów osobno w kazdej rodzinie nie jest zachowana

Zmiana zapachu neutrin a Model Standardowy: 

Zmiana zapachu neutrin a Model Standardowy Dotychczas zakazana! Na ile trzeba rozszerzyć Model Standardowy żeby uwzględnić zmianę zapachu neutrin?

Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym: 

Mieszanie kwarków w Modelu Standardowym u c t d` s` b` Wg mechaniki kwantowej Stany o dobrze określonych masach nie muszą być takie same jak u c t d s b Stany podlegające słabym oddziaływaniom: Mieszanie kwarków:

Analogicznie można wprowadzić mieszanie neutrin do Modelu Standardowego: 

Analogicznie można wprowadzić mieszanie neutrin do Modelu Standardowego Jeżeli przyjmiemy, ze neutrina mają masę to Stany o określonej masie : Stanami podlegającymi słabym oddziaływaniom: Mieszanie leptonów: Nie muszą być tożsame ze

Oscylacje neutrin: 

Oscylacje neutrin zmienia się w czasie propagacji i stąd: z prawdopodobieństwem: L odl. do detektora E energia neutrina Stany o masach:

Parametry oscylacji opisująceneutrina atmosferyczne: nmnt: 

Parametry oscylacji opisujące neutrina atmosferyczne: nmnt

Zagadka neutrin słonecznych : 

Zagadka neutrin słonecznych i jej rozwiązanie

Jak świeci Słońce?: 

Jak świeci Słońce? Słońce świeci dzięki energii z reakcji termojądrowych w rdzeniu gwiazdy. gdzie Lsun to świetlność Słońca 1AU to odległość ze Słońca do Ziemi

Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu: 

Reakcje fuzji termojądrowej w Słońcu p+p—andgt; ne+e++d 0.42MeV max p+ e-+ p—andgt; ne+d 1.44 MeV d+p—andgt; g+3He 3He+3He—andgt; 4He+p+p 3He+4He—andgt; 7Be+g 7Be+ e-—andgt; ne+7Li .86 MeV 7Be+p—andgt; 8B+g 7Li+p—andgt; 4He+ 4He 8B—andgt; e-+ne+8Be 15 MeV max 8Be—andgt; 4He+ 4He ppI (85%) ppII (15%) ppIII (0.01%) rzadkie ale łatwiejsza detekcja

Widmo energetyczne neutrin słonecznych: 

Widmo energetyczne neutrin słonecznych Uwaga: tylko ne

Super-Kamiokande: neutrina przybywają ze Słońca: 

Super-Kamiokande: neutrina przybywają ze Słońca Fotografia Słońca w neutrinach!

SNO (Sudbury Neutrino Observatory): 

SNO (Sudbury Neutrino Observatory) Nowy wodny detektor czerenkowski: 2 km pod ziemią 1000 ton D2O 104 - 8' PMTs 6500 ton H2O

SNO detector: 

SNO detector Depth: 6800 feet Location: Sudbury, Canada

Slide58: 

Reakcje „Charged Current' : Tylko dla ne Elektrony słabo pamiętaja kierunek neutrina Reakcje „Neutral Current': Dla wszystkich zapachów neutrin Trzeba rejestrować neutrony Reakcje rozpraszania elestycznego Dla wszystkich zapachów ale największa wydajność dla ne Elektrony pamiętają kierunek neutrina Reakcje n w SNO ne e- n p W n n n/p n/p Z ne e- e- ne W n e- W ne e- e- ne Z e- n

Wyniki eksperymentu SNO: 

Wyniki eksperymentu SNO Fit: CC 1968 ES 264 NC+n bkg 654 Calculated/measured: Neutron bkg 78±12 (Cher) bkg 45±15

Oscylacje neutrin – wyniki ze SNO i SK: 

Oscylacje neutrin – wyniki ze SNO i SK SK CC = e ES = e +0.154 , SNO CC = 1.760.11 SK ES = 2.320.09 , = 3.450.65 X = 5.210.66 (całkowity strumień) (SSM = 5.05+1.01/-0.81) [x106/cm2/s]

Wyniki pomiarów neutrin słonecznych: 

Wyniki pomiarów neutrin słonecznych

Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych?: 

Co wynika z pomiarów neutrin słonecznych? W rdzeniu Słońca powstały: ne W detektorach na Ziemi obserwujemy mieszankę: Wszystkie dane da się wytłumaczyć, jeżeli po drodze nastąpiła transformacja: Neutrina oscylują między stanami o różnych zapachach

Slide63: 

Parametry oscylacji neutrin słonecznych

Oscylacje 3 zapachów: 

Oscylacje 3 zapachów Przy 3 generacjach są 3 Dm2’s ale tylko 2 różnice są niezależne: „From neutrinos to cosmic sources', lecture 5 2003

Podsumowanie oscylacji neutrin: 

Podsumowanie oscylacji neutrin Oscylacje między 3 zapachami neutrin wyjaśniają zagadki neutrin atmosferycznych i słonecznych Akcelerator n w K2K potwierdzają te wyniki

Co wiemy o masach neutrin?: 

Co wiemy o masach neutrin? Atmosferyczne Słoneczne Stąd wkład neutrin do gęstości materii we Wszechświecie: Z drugiej strony : m(e)andlt; 2.2 eV (25% widzialnej materii) Czyli: (z pomiarów trytu) Natomiast kosmologia CDM wymaga:

Sukces Modelu Standardowego: 

Sukces Modelu Standardowego Są to wszystkie (znane nam dziś) elementarne składniki materii. Podlegają one tym samym UNIWERSALNYM prawom fizyki A jednak ............

Model Standardowy jest niekompletny: 

Model Standardowy jest niekompletny Fakt, że neutrina mają masę wymaga rozszerzenia MS Występuje w nim 26 stałych Przyrody – za dużo! ( w tym 15 mas); chcielibyśmy rozumieć związki między nimi lub/i zunifikowć wszystkie oddziaływania (szukamy rozpadów protonów) Nie rozumiemy skąd się biorą masy cząstek będziemy szukać cząstki Higgsa w LHC Czeka nas na pewno dużo pracy, terabajtów nowych danych oraz niespodzianek.