A nagyenergiás neutrínók. fizikája és asztrofizikája

Méret: px

Mutatás kezdődik a ... oldaltól:

Download "A nagyenergiás neutrínók. fizikája és asztrofizikája"

András Kocsis
8 évvel ezelőtt
Látták:

1 Ortvay Kollokvium Marx György Emlékelőadás A nagyenergiás neutrínók és kozmikus sugarak fizikája és asztrofizikája Mészáros Péter Pennsylvania State University

2 A neutrinónak tömege van: labor mérésekből, m(n e ) = [Σ i U ei 2 m 2 (n i ) ] 1/2 m(n e ) 2.2 ev (95% c.l., tritium β-bomlás) m(n m ) 19O kev (95% c.l., pion bomlás) m(n t ) 18,2 kev (95% c.l., tau bomlás, ALEPH) Kozmológiai hatásuk tágulásra, galaxisképzésre : 0,0005 d Ω n h 2 d 0,09 nem döntő, de: Az, hogy csak 3 fajta n van, döntő a nukleoszintézisre A tömeg elméleti következményei felmérhetetlenek: î Standard Modelen túli magyarázatra szorul

0,0005 d Ω n h 2 d 0,09 nem döntő, de: Az, hogy csak 3 fajta n van, döntő a nukleoszintézisre A tömeg elméleti

3 Neutrinó oszcillációk = 2 1 cos sin sin cos ν ν θ θ θ θ ν ν µ e Előbb csak két neutrinó esetére: q= neutrinó keveredési szög ) ( 1 ) ( 4 sin 2 sin 1 ) ( µ µ µ µ µ ν ν ν ν θ ν ν = = P P ce L c m P e h És miután van három neutrinó íz (flavor):

) ( 1 ) ( 4 sin 2 sin 1 ) ( 4 2 2 2 µ µ µ µ µ ν ν ν ν θ ν ν =

4 A helyes kvantumszám a tömeg-sajátállapot, m 1, m 2, m 3, pld: n 1 =U 1e n e +U 1m n m + U 1t n t, a mérések a m ij2 =m i2 m j2 értékeket adják Mérések Nap n e : E~ 1-5 MeV (hiányuk: n e n m ) Atmoszférikus n m :~GeV (éj-nap: n m n t ) Labor: hasonló, de más energiák/távolság

értékeket adják Mérések Nap n e : E~ 1-5 MeV (hiányuk: n e n m )

5 Energia (ev) 1 TeV = 1 CERN Fluxus Optikai Rádio CMB GeV γ-sugár 400 mikrohullámú foton / cm 3

6 / ν TeV források! kozmikus sugarak

7 10 3 TeV fotonok már nem érkeznek el hozzánk a galaxisunk szélétől a kis szabad úthosszuk miatt, amit az univerzális mikrohullámú háttér fotonjain való szórás okoz γ + γ e + + e - CMB

8 Kozmikus sugárzási spektrum Atmoszférikus neutrínók Extragalaktikus fluxus adja meg a skálát a kozmikus gyorsító modellhez

9 Kozmikus sugárzás spektrum és kompozició protonok galaktikus extragalaktikus nehéz nukleonok galaktikus anizotrópia könnyű nukleonok (p?) izotrópia

10 Gyorsítás fel ev ev -ig? ~10 2 Joules ~ 0.01 M GUT Nagy tömegsűrűségű térrészek vannak, melyekben a gravitációs erő relativisztikus töltött részecske áramokat kelthet, pld. Fekete lyukak/neutroncsillagok összeforrása Felrobbanó csillagok sűrű magjai Nagytömegű fekete lyukak

erő relativisztikus töltött részecske áramokat kelthet, pld.

11 Alapjába elektromágneses probléma: a részecskék egy B asztrofizikai mágneses térben mozognak, v sebességgel, egy R távolságon keresztül, mely egy potenciál külömbségnek felel meg, vagyis egy feszültségnek Kihívás I : Gyorsitás

egy R távolságon keresztül, mely egy potenciál

12 A gyanusítottak Mágneses térerősség (Gauss-ban) Távolság v. hossz

13 Gamma kitörések (GRB) Tömeg akkreció egy ~3-1O M Ÿ fekete lyukba Relativisztikus csóva Elektron gyorsitás lökéshullámokba (Mészáros, ARAA O2) Visszacsapodó lökéshullám

14 e -,p Gyorsitás Protonok Gyorsitás: Elektronok MeV g, hatékonyság: Energia veszteség Párkeltés GRB Utófény z-eloszlás

15 Kihívás II : Transzport (GZK) Probléma: ev körül p,g CMB ütközések gyengitik a protonáramot

16 GZK : Források Aktív galaxisok talán (?) GRB-k valószinűleg : t diszperzió ~ 10 3 év (B/10-12 G) 2 (10 20 ev/e) 2 µ(d/100mpc) 2 (l B /10Mpc) A GRB-k megfigyelt rátája R GRB (z=0)~0.5/gpc 3 /év, N GRB (>10 20 ev) ~ 1-2/év/Auger (Miralda-Escudé, Waxman 96, Waxman O1)

17 GZK kozmikus sugarak: Fluxus és Spektrum Protonok Részecske spektrum Elektronok g foton spektrum Proton energia produkció g Energia produkció GRB utófény z-eloszlás Waxman 95

18 GZK adatok és A GRB model

19 Ultra-nagy energiájú kozmikus sugarak t ev (GZK) energia ~ 4 cal ~ 17 J, ~ gyorsan dobott alma Föld felső atmoszférájába csapódik elektromágneses zápor, másodlagos töltött részecskék fotonok Detektálható a levegőbeli fluoreszencia és ionizáció meg Cserenkov fénye révén

elektromágneses zápor, másodlagos töltött részecskék fotonok

20 Az Auger obszervatórium: km 2 Északi Auger: Utah, USA Mindegyiknél: 16OO víz Cserenkov detektor 4 lég-fluoreszcencia távcső Déli Auger: Mendoza, Argentina

21 Pierre Auger UHECR Observatory Egy az 16OO víz Cserenkov detektorbol NSF és nemzetközi obszervatórium: Argentinai fele részben kész, északi: tervbe véve Tervezett terület: 3,000 km 2, érzékeny kozmikus sugár energiákra >10 20 ev (GZK) Terv: 1600 víz Cserenkov detektor, 11 kliter, 1.5 km távolság + 24 lég fluoreszc. távcső Jelenleg: 400 Cserenkov (35O km 2 ) & 8 lég fluoreszcencia távcső (O4 Julius) Más : tau-neutrinó mérések (vízszintes záporok, a földkérgen és Andes hegységen át)

22 AUGER Fluoreszcencia távcső szegmentált tükre és kamera (440 fotocső-pmt) Az Utah-i Légy Szem távcső elgondolása alapján Kiegészíti és elősegíti a talajmenti víz Cserenkov detektorok méréseit

23 Neutrinó nyalábok a földön Gyorsító Céltárgy Nyaláb iránya Mágneses terek n

24 Neutrinó nyalábok az égen Gyorsító Céltárgy Fekete lyuk Fotonok a fekete lyuk környezetében Nyaláb iránya Mágneses terek n

25 Függetlenül a kozmikus sugarak forrásátol, egy részük pionokat (és neutrinókat ókat) hoz létre a gyorsító elhagyjása közben, ill. után hadronikus ütközésekben a környező gázzal fotoprodukció révén a környező fotonokkal A kozmikus sugarak kölcsönhatnak a csillag, ill. galaxisok közti anyaggal meg a fénnyel akkor is, amikor elhagyták a forrástf Források: Áttetszőek: protonok ok (EeV kozm. sugarak) ) ~ fotonokok (TeV pont források) ) ~neutrin~ neutrinók Fedett források: csak neutrinók A gammákkal ellentétben, a neutrinók megmásíthatatlan bizonyítékot adnak a kozmikus sugarak gyorsításáról

26 Források, melyek 10 becsapódást adhatnak 1 négyzetkilom kilométerre távolság 4000 Mpc 4000 Mpc 100 Mpc 8 Kpc Fluxus us n > erg/s erg/100s erg/s erg/s például agn grb Markarian gal. pulzár, mikrokvázár

27 GRB neutrinók (Waxman, Bahcall 97,99) Gyengén függ model paraméterektöl

28 Detektálási lehetőség g detektor(pmt) Cserenkov g ha 1 km 3 elégséges egy áttetsző (l szórás > 3O m) anyagban

29 Cserenkov fény müonból és záporból müon zápor Reconstruction Maximum likelihood method Use expected time profiles of photon flight times

30 Detektálási módszer p π µ ν µ Cserenkov fény megfigyelés Mélység 1,5 km ν Neutrinó átmegy a földön Kölcsönhat a detektor közelében müont keltve µ ν µ + N µ +X Mélység 2,5 km

31 Detektálási valószinűség: N becsapódás Φ ν becsapódás ~. P ν --> µ. Felület. Idő Ε ν n cél cél σ ν távolság µ ~ 10-4 ha 100 TeV neutrinó Neutrinó fluxus, Φ ν = mely N becsapódásra vezet: us, mely erg cm 2 /s 5x10-12 Felület (km 2 ) Idő (év) N events

32 Az elhelyezés: Déli Pólus 5 cm hó, 2,5 km jég, AMANDA repülőtér pályák Déli Sarok labor 1 km Légifelvétel a Déli Sarokról

33 AMANDA felépítése: az Optikai Modul és a Fonal leeresztése

34 Az AMANDA Detektor AMANDA-II Melegvíz fúróval 2,5 km mély lyukat ástak, PMT-ket leeresztették fonálba kötve AMANDA-B10: 302 PMT, befejezve 1997 Régi és új A-B10 eredményeket bemutatták AMANDA-II: 677 PMT, befejezés 2000 Eredmények egy részét bemutatták AMANDA nehézségek: Természetes anyag! Nem módosítható Nehezen elérhető! Másrészt nagyon stabil Alacsony földi háttér Atmoszférikus háttér Prototípus detektor Hasznos volt a problémák megértésére

35 IceCube 80 Fonal 4800 PMT Műszerezett térrész: 1 km 3 (1 Gton) IceCube úgy van tervezve, hogy minden neutrinó ó flavort detektáljon 10 7 ev (SN) és ev között IceTop 1400 m 2400 m AMANDA Déli Sarok Kifutópálya

36 Van-e e köze a neutrinn eutrinóknak a kozmikus sugarak forrásaihoz? Felső határok még neutronok ok sem jutnak ki neutronok ok kijutnak

37 Neutrinó azonosítás (szolid olid) Energia és szög (árnyékolt) Neutrinó flavor ντ νe νµ νe Kitöltött sáv: azonosság,,, energia, irány Árnyékolt sáv: csak energia Log(energy/eV)

38 Földközi tenger : ANTARES

39 Nagyenergiájú neutrinó távcsövek

40 Collapsar GRB Neutrinók Befulladt és sikeres GRB-k egyaránt (Mészáros, Waxman O1 PRL)

41 p-n szétcsatolás n gyorsítás p-n rugalmas szórás révén (p-k tágulnak a sugárzásnyomás hatására) î de ha Γ>4OO, n-ek végül is lecsatolódnak a p-kről (hátramaradnak) Relativisztikus (rugalmatlan) p-n ütközések î egy ~1O GeV n, anti-n pár minden n-ért ~ 1O becsapódás évente 1O km 3 detektorba, de a tervezett küszöb kb. 1OO GeV (Derishev etal 99, Mészáros, Bahcall O1)

42 Neutrinó fizika n m n t t megjelenés GRB-k : D=100Mpc, E=100TeV, a tömeg-okozta késés külömbség: t~ 1O -12 (m n /2eV) 2 D 1OOMpc E 1OOTeV -2 s de: < 1 s g n érkezési idő eltérés Lorentz invariancia (1-v/c) 1:1O -16 Gyenge ekvivalencia (ΦL/c 3 ) 1:1O -6 Vakuum oscillációk: m 2 1O -16 ev 2

43 Anita fizikai alapelve Zápor kelt egy UHF mikrohullámú impulzust Légbalon, 3O-4O km, fedélzeti antenna Föld EeV=1O 18 ev Refraktált UHF jég zápor Cserenkov tölcsér

44 Prototípus felküldése sikeres volt Teljes skálájú kísérlet 20O6-ban 600 km pályasugár 1.1 millió km 2 S. Barwick (UCI), S. Coutu, J.Beatty,(Penn State)

45 EUSO kisérleti alaptechnika: zápor fluoreszencia megfigyelése

46 Detektor Távolság 38O km Látószög 6O o Geometrikus faktor 5.1O 5 km 2 sr Célzott légtömeg 2.1O 12 tonna Pixel méret (O,8.O,8) km 2 EUSO Nemzetközi Űrállomás projekt ESA/NASA/RSA/ JSA ; műhold verziója OWL ev kozm. sugarak és neutrinók mérése Monokuláris 2.5m Fresnel lencse, atmoszférikus fluorescenciával méri a záporokat. Küszöbenergia: ev; max. hatékony ev körül, becsapás évente Felszáll: O12

47 Összefoglalás GRB-k vagy AGN-ek î >1O 19 ev protonok Jóslat 1O 3 km 2 detektorokba mérhetők Kisérletek: HiRes, Auger, EUSO-OWL GRB-k î 1OGeV, 1TeV, 1OOTeV, 1O 18 ev n-k Neutrinó fluxus 1 milliárd tonnás detektorok Kisérletek: Baikal, AMANDA, IceCube, Antares, Nestor, NEMO n észlelés GRB-k: kozmikus sugár eredet, GRB elődök, fizika n fizika: n m n t t megjelenés

Hasonló dokumentumok

F1404 ATOMMAG- és RÉSZECSKEFIZIKA

F1404 ATOMMAG- és RÉSZECSKEFIZIKA Dr. Raics Péter DE TTK Kísérleti Fizikai Tanszék, Debrecen, Bem tér 18/A RAICS@TIGRIS.KLTE.HU Ajánlott irodalom Raics P.: Atommag- és részecskefizika. Jegyzet. DE Kísérleti