Neutrinódetektorok és részecske-asztrofizikai alkalmazásaik

Méret: px

Mutatás kezdődik a ... oldaltól:

Download "Neutrinódetektorok és részecske-asztrofizikai alkalmazásaik"

Albert Péter
7 évvel ezelőtt
Látták:

1 Neutrinódetektorok és részecske-asztrofizikai alkalmazásaik ELTE Budapest 2013 december 11 Péter Pósfay

2 2/31 1. A neutrínó Tartalom 2. A neutrínó detektorok működése Detektálási segítő kölcsönhatások Detektorok-fajtái 3. Nagyenergiás Asztrofizikai detektorok (Neutrínó-teleszkópok) Kozmikus neutrínóforrások Detektálási elvek Rekonstrukció

3 3/31 Neutrínó Csak gyenge kölcsönhatásban vesz részt Nincs töltése Tömege Ütközések-hiányzó impulzus Kozmológia-0.28 ev Neutrínó oszcilláció Kis hatáskeresztmetszet Felezési vastagság ólomban ~1 fényév Detektálási nehézségek

4 4/31 A neutrínó felfedezése 1930, Pauli: Béta bomlás folytonos energiaspektruma alapján feltétlezte Kéttest-bomlás -> diszkrét spektrum 1954 közvetett kimutatás: Szalay Sándor, Csikai Gyula 6 He izotóp bomlása hiányzó impulzus 1956 közvetlen kimutatás: F. Reines, Nobel díj Protonokon kiváltott inverz béta bomlás 1970 buborékkamrás felvételek

5 5/31 Neutrínódetektálást segítő kölcsönhatások Semleges gyenge áram kölcsönhatás (Z-bozon csere) A neutrínó rugalmas szórása a (töltött) céltárgyon: Pl.: A töltött részecskét detektáljuk Nem érzékeny a flavour-re Töltött gyenge áram kölcsönhatás (W-bozon csere) Ez alkalmas a neutrínó-flavour meghatározására, mert a neutrínó átalakul a lepton-partnerévé (ha van elég energiája) Csak e - neutrínó: Inverz béta-bomlás:

6 6/31 Neutrínódetektorok fajtái I Szcintillációs detektor: Folyamat: víz+ν (inverz béta-bomlás) e + + n 0 e + + e - 2γ(0,5 MeV), n 0 +Cd γ (8MeV) Koincidencia mérés a 3 fotonra Pl.: Reines mérése Radiokémiai módszerek Folyamat: 37 Cl+ ν 37 Ar A klórtartályból kivonják a keletkezett Ar-t és annak mennyiségét mérik

7 7/31 Neutrínódetektorok fajtái II Cserenkov-detektorok Folyamat: víz+ν (gyenge áram kölcsönhatás) Nagy energiájú töltött lepton Cserenkov-sugárzás Fotoelektron-sokszorozókkal érzékeljük Alkalmas a flavour meghatározására Pl.: ANTARES, AMANDA, ICE- CUBE, SNO (balra)

8 8/31 Kozmikus neutrínóforrások Kozmikus sugárzás (töltött részecskék) SNR(supernova remnants),pulzárok~10 17 ev Extragalaktikus: AGN (active galaxy nuclei)~10 20 ev Neutrínók keletkezése Protonok +nehéz magok pionok neutrínók ν e : ν μ : ν τ =1:2:0 (neutrínó oszcilláció) ν e : ν μ : ν τ =1:1:1 SSC (synchrotron-self Compton) Csak semleges részecskék hagyják el az erős mágnese teret ν,γ

9 9/31 Neutrínó hatáskeresztmetszet Ebben a tartományban a mélyen rugalmatlan CC és NC folyamatok dominálnak CC: ν l N l ± X, NC: ν l N ν l X Számunkra legfontosabbak a ν μ CC reakciók Hatáskeresztmetszet: E<10TeV : ~a*e+b (σ cm 2 ) E>10TeV: ~E 0,4 Izoskalár targetre: : 2 :1 Protonokra azonos

10 10/31 Neutrínók irányának meghatározása A végállapotbeli lepton a beeső neutrínó irányát követi egy θ hibaszög értéken belül. Lehetővé teszi a forrás irányának meghatározását Felső korlátot ad az elérhető szögfelbontásra Nagyságrendekkel kisebb mint a csillagászatban szokásos

11 11/31 Müon keletkezés valószínűsége R eff : A távolság ami alatt a μ energiája E μ min -re csökken Vízben, E μ min =1GeV-re

12 E<1TeV a Föld hatása nem látható E>1 TeV az árnyékolás egyre jelentősebb 12/31

13 Mennyi energiát ad át a ν a keletkezett μ-nak? A keletkezett leptonnak átadott energia hányada: 1-y A leptonok mellett keletkezik még hadron-kaszkád is A CC ν μ reakciókban: A számítások szerint a hadron- kaszkádnak átadott energia kisebb A legtöbb energiát a μ viszi el Ezért Fontos Reakció! 13/31

14 14/31 Cserenkov-sugárzás Töltött részecske átlép az adott közegben a fénysebességet->sugárzás n n Karakterisztikus szög: Egységnyi út alatt keletkezett fotonok száma: dn dxd Vízben: 400nm 700nm 43 2 z között 200 db foton/cm

15 15/31 Cserenkov-fény detektálása A foton abszorpció és szórás jellemzése a közegben L N N exp r Abszorpciós hossz:, a 0 L a Szórási hossz: L b (definíció-mint az előző) Szórási függvény: Effektív szórási hossz:, Normalizálja -t különböző, -re b A szórási szög: L eff Lb 1 cos L

16 16/31 Víz esetén az értékek a magasságtól nem nagyon függnek de időben változhatnak - ellenőrzés kell. Jégben erős a magasságfüggés, de nem változik Mérnünk kell: Cserenkov-fényt: foton érzékenységgel PMT Érkezési idő: ns pontossággal Optimalizálás: (érzékeny térfogat) x (érzékenység)

17 Müonok detektálása CC ν μ reakciók müon-nyomvonalat hagynak Más NC és ν e reakciók = hadronikus és EM kaszkád Ezért koncentrálunk az elsőre ν e : ν μ : ν τ =1:1:1 => CC-reakciók 2/3-a kaszkádot okoz 17/31 Müon-nyomvonal kaszkád

18 18/31 Müon-nyomvonalak azonosítása Kaszkád cserenkov-fény szélesebb eloszlású Müonok eredete Az alulról jövők biztos kozmikus eredetűek (árnyékolás) Elég nagy energián a horizont felől érkeznek (a ν is árnyékolódik) A légkörben a kozmikus sugárzás hatására is keletkeznek μ- ok (több nagyságrenddel nagyobb számban) Az utolsó kettő az energialeadás alapján különböztethető meg

19 19/31 Müonok vizsgálata A μ energialeadása (párkeltés, ionizáció, fotoeffetktus) A detektáláshoz minimum 10 pontra van szükség A PMT-ket nagy E. ν detektálásra használják: E σ ν E Δθ E>1 TeV : fényhozam~ E meghatározása Jel-zaj arány javul ν energia

20 20/31 Kaszkádok vizsgálata rövidebbek : kisebb effektív térfogat is elég teljes fényhozam ~ kaszkád energia E mérhető μ esetben csak de/dx Energiafelbontás jobb Iránymeghatározás rosszabb A háttér jelentősen kisebb mint a ν μ esetben

21 21/31 Effektív felület A detektáláshoz szükséges energia függ a beesési szögtől és helytől Effektív felület: φ,θ függő Az energiával nő A koncepció működik ν-ra is, bár sokkal kisebb a felület. Km 3 -es térfogatra pár m 2 effektív felület

22 22/31

23 23/31 Rekonstrukció lépései Zaj eltávolítása Előzetes illesztés A likelihood módszernek kezdő értéket szolgáltat Maximum likelihood rekonstrukció Utólagos minőségi vágások Ez már elemzésenként eltérő lehet

24 Rekonstrukció 24/31

25 25/31 Rekonstrukció II A foton PMT-be érkezésének időpontja: Residual time: Az eltérés a ténylegesen mért beérkezései idő és a kiszámolt beérkezési idő közt Ezek eloszlását tudni kell, hogy a likelihood módszer pontos legyen

26 Residual-time eloszlások 26/31

27 27/31 Éles csúcs a PMT elektronikájából Jel és zaj ráül erre a csúcsra Aszimmetrikus eloszlás EM-kaszkád okozza a Bremsstrahlung indítja be Szóród fotonok még aszimmetrikusabbá teszik

28 28/31 Neutrínó teleszkópok-amanda Déli sark Szögfelbontás 2 Alsó energiaküszöb: 50GeV Jég minőségére vonatkozó próbafúrások

29 29/31 ICE-CUBE Második generációs detektor 5MW-os hőteljesítményű fúró 86 string 5160 DOM (digial optical module)

30 Köszönöm a figyelmet! 30/31

31 31/31 Források Wikipedia: 3_Obszervat%C3%B3rium U. F. Katz, Ch. Spiering: High-Energy Neutrino Astrophysics: Status and Perspectives Thomas K. Gaiser: IceCube: Status and Results Paolo Fermani (ANTARES collaboration): Indirect Dark Matter Search With Large Neutrino Telescopes

Hasonló dokumentumok

Határtalan neutrínók

Határtalan neutrínók Trócsányi Zoltán Eötvös Loránd Tudományegyetem és MTA-DE Részecskefizikai Kutatócsoport HTP utótalálkozó Budapest 218. december 8 Mottó A tudománynak azonban, hogy el ne satnyuljon,