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


2

Naturalne źródła neutrin


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


4

gora1


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


Przewidywane strumienie neutrin atmosf.

Stosunek strumieni może być obliczony z precyzją ok. kilku %

Widma zależą od szerokości geomgt. oraz fazy cyklu aktywności słońca

6


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


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


9

Solar Neutrino Spectrum


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


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


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:


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


14

SN 1987A

Więcej na specjalnym wykładzie dot. SN1987A


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.


16


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


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


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


22

(Wo)Man-made sources of neutrinos

Reactor antineutrinos Accelerator neutrinos Plans for future: β - beams Neutrino factories


23

INSS2011-Lasserre


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


25

Fuel evolution:

burnupMore than 99.9%of νe’s are productsof fissions in 235U, 238U, 239Pu, 241Pu.


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)


27

Expected νinteractions inthe detector:~ 2 events/day


28

Neutrino production starts with acceleration of protons

Japan (JPARC)

Japan (KEK)

Fermilab (USA)

CERN


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


30

Horns albo rogi magnetyczne

INSS 2011, A. Marchioni

Róg parabolicznyzachowuje się jak soczewka

Odwrócenie prądu daje:


31

Horns albo rogi magnetyczne

INSS 2011, S. Gilardoni v

Przewidywane strumienie neutrin w Super-wiązce:CERN-Frejus


32

Wiązka NuMi (używana przez MINOS)


33


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


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


36

Widmo neutrin T2K docierających do SK

Otrzymane za pomocą pakietu JNUBEAM Przez M. Pfutznera (Praca licencjacka, 2010)


37

T2K neutrino beam


38

New neutrino beam – J-PARC


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


40

Pierwsze wyniki na wiązce T2K


41

Superbeams Bardziej intensywne wiązki konwencjonalne z użyciem „proton drivers”

INSS 2011, S. Gilardoni


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


43

Wiązki betaRozpatrywane rozpady:


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”


45

Wiązki beta


Np:

Zalety wiązek beta: czyste (anty)neutrina elektronowe; znane widmo


46

Neutrino Factories


Czyste wiązki

Konieczny detektor z polem mgt

Dobrze znane widmo neutrin

Etap pośredni kolajdera mionowego?

Źródła neutrin

Documents