'

I. Нейтринное излучение Солнца

Понравилась презентация – покажи это...





Слайд 0

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


Слайд 1

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


Слайд 2

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


Слайд 3

Параметры: На глубине R/2 (модель): T=3.4?106 K T=(15.55±0.15)?106 K


Слайд 4

Уравнения звездной структуры или 1 5 6 2 4 3


Слайд 5

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


Слайд 6

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


Слайд 7

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


Слайд 8

pp-цикл pp-цикл


Слайд 9

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


Слайд 10

Термоядерные реакции - единственно возможный источник, способный обеспечить светимость звезды в течение Глет Коэфф. конверсии массы обеспечивает требуемое энерговыделение с запасом - в течение ~ 10 Глет (!) ~ 6?1050 эрг (за ~ 5 Глет)


Слайд 11

Оценка потока солнечных нейтрино вблизи поверхности Земли


Слайд 12

Потоки солнечных нейтрино вблизи Земли (расчет в ССМ) BP00


Слайд 13

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


Слайд 14

, SNO


Слайд 15

Новый расчет Бакалла


Слайд 16

Измеренные значения: ( 2.6 ±0.2) SNU - Cl-Ar ; (69 ±4 ) SNU - Ga-Ge. Bahcall J N, Pinsonneault M H, astro-ph/0402114 Q


Слайд 17


Слайд 18


Слайд 19


Слайд 20


Слайд 21

CC NC ES


Слайд 22

Поток борных нейтрино (для кинетической энергии электрона выше порога T>T_th=5 МэВ), измеренный трех реакциях SNO (в ед. 106 см-2с-1) в предположении, что форма спектра нейтрино (СМ Солнца) сохраняется Q.R. Ahmad et al. (SNO Collaboration), Phys. Rev. Lett. 89, 011301 (2002); Phys. Rev. Lett. 89, 011302 (2002), nucl-ex/0106015 Phys. Rev. Lett. 87, 071301 (2001), nucl-ex/0204008 nucl-ex/0204009


Слайд 23

Поток борных нейтрино в эксперименте SNO


Слайд 24

Super-Kamiokande Параметры нейтринных осцилляций с учетом данных всех экспериментов с солнечными нейтрино и измерений KamLAND: 2 35 ± 0 02(stat.) ± 0 08(syst.) [ 106/cm2/sec ] M.Ishitsuka, hep-ex/0406076


Слайд 25

II. Смешивание нейтрино С.И. Синеговский, ИГУ


Слайд 26

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: гипотеза “нейтрoнa’’ - 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


Слайд 27

График Кюри


Слайд 28

Регистрация нейтрино в реакторных экспериментах: Коуэн (C. Cowan), Райнес (F. Reines), 1953-1956 F. Reines - Нобелевская премия 1995 (!) года


Слайд 29

Нейтрино в Стандартной Модели Заряженные и нейтральные лептоны объединены в дублеты; взаимодействие происходит за счет обмена тяжелыми векторными бозонами W?, Z0 (CC и NC) лептоны кварки (а= к, з, с) CKM:


Слайд 30

Нейтринные ароматы


Слайд 31

Нейтрино в Стандартной Модели Заряженные и нейтральные лептоны объединены в дублеты; взаимодействие происходит за счет обмена тяжелыми векторными бозонами W?, Z0 (CC и NC) лептоны кварки (а= к, з, с) CKM:


Слайд 32

CC NC ,


Слайд 33


Слайд 34

Гипотеза смешивания нейтрино Б.Понтекорво, 1958: - состояния с определенной массой 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 K0-мезонами) - суперпозиция двух майорановских нейтрино с определенными массами


Слайд 35

A.Yu.Smirnov, hep-ph/0305106


Слайд 36

Смешивание в вакууме: общий случай или (смешиванию отвечает )


Слайд 37

1 2 3 Двухнейтринное смешивание


Слайд 38

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


Слайд 39

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


Слайд 40

Реактор (SBL, LBL) Мезонная фабрика Ускорители Атмосферные нейтрино 1 - 5 10 103 103 102 -2?105 102 103 - 106 107 2.5?10-2 - 5?10-5 2.5? 10-4 0.25 1-10-3 Солнце 1.5?1011 4?10-12 0.2


Слайд 41

Взаимодействие нейтрино с веществом - показатель преломления


Слайд 42

- длина рефракции Переход от вакуумного смешивания к осцилляциям в веществе. Эффект MSW 9 формула Вольфенштейна 6 7 8 число электронов/нуклон


Слайд 43

Резонанс Михеева-Смирнова При амплитуда осцилляций и подавление осцилляций практически не отличается от вакуума


Слайд 44

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


Слайд 45

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


Слайд 46

Связь плотностей электронов и нуклонов


Слайд 47

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


Слайд 48


Слайд 49

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


Слайд 50

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


Слайд 51

Эксперимент LSND (LAMPF) Изучение осцилляций Зарегистрирован избыток e + с энергиями 20-60 MэВ что отвечает Зарегистрировано 40 e - (60-200 МэВ) вместо ожидавшегося фона что соответствует (в полете) (в покое)


Слайд 52

KamLAND (Kamioka Liquid scintillator AntiNeutrino Detector) Детектор (внутренний) - 1200 м3 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 175?35 км (от 140 до 210 км). Е?th=1.8 МэВ, ожидаемый поток нейтрино ~ 106 (см-2 с-1). Набор данных - с 2001 г. Сигнатура: первый сигнал (по 0.511 МэВ) и второй (в совпадении с задержкой ~ 200 мкс) - ?-квант 2.2 Мэв от захвата теплового нейтрона протоном


Слайд 53


Слайд 54

Результаты измерений в эксперименте KamLAND KamLAND Collaboration, Phys.Rev.Lett. 90, 02180 (2003) Ограничение на поток от Солнца: Гео-нейтрино (от ?-распада U и Тh):


Слайд 55

Наилучший фит (c учетом данных KamLAND) LMA


Слайд 56

KamLAND


Слайд 57

CHOOZ - реакторный эксперимент CHOOZ collaboration, M. Apollonio et al. , Phys. Lett. B466, 415 (1999); hep-ex/9907037 Триггер: первый сигнал от e+ e- ? ?? и второй (с задержкой) от захвата нейтрона ядром сцинтиллятора 157Gd (77%) - ?-квант 7.77 MэВ или 155Gd (23%) - 8.31 МэВ).


Слайд 58

Результат CHOOZ


Слайд 59

K2K: long-baseline neutrino oscillation experiment M.Ahn, et al. Phys. Rev.Lett .90, 041501 (2003) Takanobu Ishii, hep-ex/0406055


Слайд 60

“See-saw”-механизм В see-saw четырехомпонентное дираковское нейтрино массы MD расщепляется в пару двухкомнонентных майрановских нейтрино. Одно из этих нейтрино имеет малую массу ; оно отождествляется с наблюдаемым легким нейтрино. Другое нейтрино (NM) 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


Слайд 61

The end


×

HTML:





Ссылка: