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
Źródła neutrin. Źródła naturalne: Neutrina atmosferyczne Neutrina słoneczne Neutrina z Supernowych Źródła neutrin wielkich energii Neutrina reliktowe Źródła sztuczne: Akceleratorowe Reaktorowe Plany na przyszłość. Naturalne źródła neutrin. - PowerPoint PPT Presentation
Welcome message from author
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
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
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)
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.
(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