Download
1 / 23
230 likes | 361 Vues
NEUTRINO I JEGO POTENCJALNY WPŁYW NA EWOLUCJĘ WSZECHŚWIATA 1. Nagroda Nobla 2002 w dziedzinie fizyki 2. Skąd się biorą neutrina? 3. Jakie neutrina obserwujemy? 4. Od Wielkiego Wybuchu do Wielkiej Unifikacji poprzez neutrina
E N D
NEUTRINO I JEGO POTENCJALNY WPŁYW NA EWOLUCJĘ WSZECHŚWIATA 1. Nagroda Nobla 2002 w dziedzinie fizyki 2. Skąd się biorą neutrina? 3. Jakie neutrina obserwujemy? 4. Od Wielkiego Wybuchu do Wielkiej Unifikacji poprzez neutrina 5. Neutrina prawdopodobnym składnikiem „czarnej materii” 6. Czy neutrina mają masę i jak ją zmierzyć? Oscylacje neutrin 7. Na czym polega oscylacja neutrin? 8. 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 SUDBURY NEUTRINO OBSERVATORY AMANDA KAMLAND GALLEX 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
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 kosmosiemożna 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 życiapionu jest mały, czemu towarzyszy emisja neutrin. Większość pionów rozpada się w tunelu. Całkowita długość drogi neutrina – 1 km. 1. Neutrina atmosferyczne:
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.
