I. Нейтринное излучение Солнца С.И. Синеговский, ИГУ. - презентация

1 I. Нейтринное излучение Солнца С.И. Синеговский, ИГУ

2 Мотивация интереса к нейтрино от Солнца Russel (1919), Eddington (1920, 1926), Weisszacker (1930), Critchfield и др. (1930), Gamov (1938), Chandrasekar (1939) Bethe (1939), Fowler (1984) : Ядерные реакции могут быть источником энергии звезд. Эта энергия медленно переносится за счет излучения к поверхности звезды. Малая часть этой энергии (для Солнца - около 3%) согласно расчетам должна уноситься нейтрино, выходящими прямо из центра, минуя радиационный перенос. Raymond Davis, 1967: проверка правильности гипотезы и расчета стандартной солнечной модели (John Bahcall ) 1 ядро/день

3 Cтандартная модель Солнца Солнечная энергия генерируется в ядерных реакциях: 98% в pp-цикле и 2% в CNO-цикле (Bethe, 1939; Salpeter, 1952; Fowler, 1954; Bahcall, 1982) Солнце находится в состоянии гидростатического равновесия Химический состав фотосферы наследует первоначальный состав Солнца - периода высокой конвективности и однородности Транспорт энергии от центральных областей к поверхности - преимущественно радиационный

4 Параметры: На глубине R/2 (модель): T= K T=(15.55±0.15) 10 6 K

5 Уравнения звездной структуры или

6 Диффузионное приближение для радиационного переноса энергии Если то 4(см.) Оценка времени диффузии фотона из центра Солнца до фотосферы : ( Сравни и

7 Уравнения структуры дополняют уравнениями состояния: X=0.7, Y=0.28, Z=0.02 Граничные условия :

8 Скорости ядерных реакций - фактор Гамова, Подбарьерный переход: Кулоновский барьер:

9 pp-цикл

10 CNO-цикл a a Схема CNO-реакций. Ширина линий соответствует скорости реакций.

11 Термоядерные реакции - единственно возможный источник, способный обеспечить светимость звезды в течение Глет Коэфф. конверсии массы обеспечивает требуемое энерговыделение с запасом - в течение ~ 10 Глет (!) ~ эрг (за ~ 5 Глет)

12 Оценка потока солнечных нейтрино вблизи поверхности Земли

13 Потоки солнечных нейтрино вблизи Земли (расчет в ССМ) BP00

14 CL-Ar Ga-Ge (GALLEX, SAGE, GNO) Kamiokande, S-K SNO CC, NC, ES Эксперименты с солнечными нейтрино

15 , SNO

16 Новый расчет Бакалла

17 Измеренные значения: ( 2.6 ±0.2) SNU - Cl-Ar ; (69 ±4 ) SNU - Ga-Ge. Bahcall J N, Pinsonneault M H, astro-ph/ Q

18

19

20

21

22 CC NC ES

23 Поток борных нейтрино (для кинетической энергии электрона выше порога T>T_th=5 МэВ), измеренный трех реакциях SNO (в ед см -2 с -1 ) в предположении, что форма спектра нейтрино (СМ Солнца) сохраняется Q.R. Ahmad et al. ( SNO Collaboration ), Phys. Rev. Lett. 89, (2002); Phys. Rev. Lett. 89, (2002), nucl-ex/ Phys. Rev. Lett. 87, (2001), nucl-ex/ nucl-ex/

24 Поток борных нейтрино в эксперименте SNO

25 Super-Kamiokande Параметры нейтринных осцилляций с учетом данных всех экспериментов с солнечными нейтрино и измерений KamLAND : 2 35 ± 0 02(stat.) ± 0 08(syst.) [ 10 6 /cm 2 /sec ] M.Ishitsuka, hep-ex/

26 II. Смешивание нейтрино С.И. Синеговский, ИГУ

27 Открытие нейтрино Беккерель, 1896 : радиоактивность Чадвик, 1914: впервые измерен спектр электронов в реакции Две проблемы - непрерывный спектр электронов (сохранение энергии) и спин конечного состояния Паули, 1930: гипотезанейтрoнa - частицы со спином 1/2 нулевой (или почти нулевой) массы Ферми, 1934: нейтрино, теория - распада (4-фермионного взаимодействия) Вейль, 1929: уравнения для безмассовой частицы со спином 1/2 (двухкомпонентного спинора), не сохраняющей P-четность

28 График Кюри

29 Регистрация нейтрино в реакторных экспериментах: Коуэн (C. Cowan), Райнес (F. Reines), F. Reines - Нобелевская премия 1995 (!) года

30 Нейтрино в Стандартной Модели Заряженные и нейтральные лептоны объединены в дублеты; взаимодействие происходит за счет обмена тяжелыми векторными бозонами W, Z 0 (CC и NC) лептоныкварки (а= к, з, с) CKM:

31 Нейтринные ароматы

32 Нейтрино в Стандартной Модели Заряженные и нейтральные лептоны объединены в дублеты; взаимодействие происходит за счет обмена тяжелыми векторными бозонами W, Z 0 (CC и NC) лептоныкварки (а= к, з, с) CKM:

33 CC NC,

34

35 Гипотеза смешивания нейтрино Б.Понтекорво, 1958: - состояния с определенной массой и временем жизни и временем жизни - состояния с определенной странностью Z.Maki, M.Nakagawa, S.Sakata, 1962 : осцилляции флейвора когерентные смеси состояний с определенными массами (аналогия с нейтральными K 0 -мезонами) - суперпозиция двух майорановских нейтрино с определенными массами

36 Состояния нейтрино с определенным ароматом (флейвором) (, ) как комбинация состояний с определенной массой Справа: электронное и неэлектронное нейтрино как комбинации массовых состояний, для которых показан флейворный состав. A.Yu.Smirnov, hep-ph/

37 Смешивание в вакууме: общий случай или (смешиваниюотвечает)

38 1 2 3 Двухнейтринное смешивание

39 Осцилляции нейтрино в вакууме - - длина осцилляций Три кинематические области: sin x ~ x и эффект осцилляций sin x ~ x и эффект осцилляций мал, даже если велик угол смешивания; мал, даже если велик угол смешивания; могут наблюдаться истинные осцилляции могут наблюдаться истинные осцилляции последний множитель в ( ) становится быстроосциллирующим, и наблюдаться может только средний эффект, пропорциональный последний множитель в ( ) становится быстроосциллирующим, и наблюдаться может только средний эффект, пропорциональный 5 5 4

40 Жирная линия - результат усреднения по энергии с гауссовым распределением ( )

41 Реактор (SBL, LBL) Мезонная фабрика Ускорители Атмосферные нейтрино Солнце

42 Взаимодействие нейтрино с веществом - показатель преломления

43 - длина рефракции Переход от вакуумного смешивания к осцилляциям в веществе. Эффект MSW 9 формула Вольфенштейна число электронов/нуклон

44 Резонанс Михеева-Смирнова Приамплитуда осцилляций и подавление осцилляций практически не отличается от вакуума

45 Для центральной области Солнца: (вакуум) (MSW) для

46 E (crit) = 1.8 МэВ ( 8 B); 2.2 МэВ ( 7 Be); 3.3 МэВ (pp). В предельных случаях и

47 Связь плотностей электронов и нуклонов

48 Трехнейтринное смешивание в веществе - эфф. потенциал СС- взаимодействияс электронами вещества за счет NC ( радиационные ю поправки) Е.Х.Ахмедов, УФН 174 (2004) 121

49

50 Среда с постоянной плотностью 3 -эффекты в смешивании солнечных нейтрино ( ортогональная комбинация)

51 LSND KamLAND CHOOZ K2K: long-baseline neutrino oscillation experiment Эксперименты с реакторными и ускорительными нейтрино

52 Эксперимент LSND (LAMPF) Изучениеосцилляций Зарегистрирован избыток e + с энергиями MэВ что отвечает Зарегистрировано 40 e - ( МэВ) вместо ожидавшегося фона что соответствует (в полете) (в покое)

53 KamLAND (Kamioka Liquid scintillator AntiNeutrino Detector) (Kamioka Liquid scintillator AntiNeutrino Detector) Детектор (внутренний) м 3 жидкого сцинтиллятора (на глубине 1 км=2700 м в. э. в шахте Kamioka), 1879 ФЭУ (1325 новых PMT, 17 дюймов, и 554 старых, 20 дюймов - от S-K); 80% потока нейтрино -от реакторов на расстоянии км (от 140 до 210 км). Е th =1.8 МэВ, ожидаемый поток нейтрино ~ 10 6 (см -2 с -1 ). Набор данных - с 2001 г. протоном Сигнатура: первый сигнал (по МэВ) и второй (в совпадении с задержкой ~ 200 мкс) - -квант 2.2 Мэв от захвата теплового нейтрона протоном

54

55 Результаты измерений в эксперименте KamLAND KamLAND Collaboration, Phys.Rev.Lett. 90, (2003) Ограничение на поток от Солнца: Гео-нейтрино ( от -распада U и Тh):

56 Наилучший фит (c учетом данных KamLAND) LMA

57 KamLAND LMA SMA

58 CHOOZ - реакторный эксперимент CHOOZ collaboration, M. Apollonio et al., Phys. Lett. B466, 415 (1999); hep-ex/ Триггер: первый сигнал от e + e - и второй (с задержкой) от захвата нейтрона ядром сцинтиллятора 157 Gd (77%) - - квант 7.77 MэВ или 155 Gd (23%) МэВ ).

59 Результат CHOOZ

60 K2K: long-baseline neutrino oscillation experiment Пучок с E~1.3 ГэВ от KEK (ускоритель) to Kamioka (шахта, S-K) L=250 км; Зарегистрировано 56 событий, ожидалось В предположении 2 -смешивания M.Ahn, et al. Phys. Rev.Lett.90, (2003)Takanobu Ishii, hep-ex/

61 See-saw-механизм В see-saw четырехомпонентное дираковское нейтрино массы M D расщепляется в пару двухкомнонентных майрановских нейтрино. Одно из этих нейтрино имеет малую массу ; оно отождествляется с наблюдаемым легким нейтрино. Другое нейтрино ( N M ) имеет большую массу (в соответствии со шкалой новой физики - за пределами СМ) и ненаблюдаемо: тяжелые майроновские нейтрино стерильны по отношению к стандартным слабым взаимодействиям. Характер расщепления таков, что Например:. M.Gell-Mann, P. Ramond, R.Slansky, 1979

62 The end