Neutrinódetektorok és részecske-asztrofizikai alkalmazásaik
Péter Pósfay ELTE Budapest 2013 december 11
2/31
Tartalom 1. A neutrínó 2. A neutrínó detektorok működése ▫ Detektálási segítő kölcsönhatások ▫ Detektorok-fajtái
3. Nagyenergiás Asztrofizikai detektorok (Neutrínó-teleszkópok) ▫ Kozmikus neutrínóforrások ▫ Detektálási elvek ▫ Rekonstrukció
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
4/31
A neutrínó felfedezése • 1930, Pauli: Béta bomlás folytonos energiaspektruma alapján feltétlezte ▫ Kéttest-bomlás -> diszkrét spektrum • 1954 közvetett kimutatás: Szalay Sándor, Csikai Gyula ▫ 6He izotóp bomlása – hiányzó impulzus • 1956 közvetlen kimutatás: F. Reines, Nobel díj ▫ Protonokon kiváltott inverz béta bomlás • 1970 buborékkamrás felvételek
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:
6/31
Neutrínódetektorok fajtái I • Szcintillációs detektor: ▫ Folyamat: víz+ν → (inverz béta-bomlás) → e+ + n0 → e+ + e- →2γ(0,5 MeV), n0 +Cd → γ (8MeV) ▫ Koincidencia mérés a 3 fotonra ▫ Pl.: Reines mérése
• Radiokémiai módszerek ▫ Folyamat: 37Cl+ ν → 37Ar ▫ A klórtartályból kivonják a keletkezett Ar-t és annak mennyiségét mérik
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, ICECUBE, SNO (balra)
8/31
Kozmikus neutrínóforrások • Kozmikus sugárzás (töltött részecskék) ▫ SNR(supernova remnants),pulzárok~1017 eV ▫ Extragalaktikus: AGN (active galaxy nuclei)~1020 eV • Neutrínók keletkezése ▫ Protonok +nehéz magok → pionok → neutrínók ▫ νe: νμ: ντ=1:2:0 → (neutrínó oszcilláció) → νe: νμ: ντ=1:1:1 ▫ SSC (synchrotron-self Compton) Csak semleges részecskék hagyják el az erős mágnese teret → ν,γ
9/31
Neutrínó hatáskeresztmetszet • Ebben a tartományban a mélyen rugalmatlan CC és NC folyamatok dominálnak ▫ CC: νl N → l± X, NC: νl N →νl X ▫ Számunkra legfontosabbak a νμ CC reakciók ▫ Hatáskeresztmetszet:
E<10TeV : ~a*E+b (σ≈10-35 cm2) E>10TeV: ~E0,4 Izoskalár targetre: : 2 : 1 Protonokra azonos
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
11/31
Müon keletkezés valószínűsége
• Reff: A távolság ami alatt a μ energiája Eμmin -re csökken • Vízben, Eμmin =1GeV-re
12/31
• E<1TeV a Föld hatása nem látható • E>1 TeV az árnyékolás egyre jelentősebb
13/31
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 νμ reakciókban: ▫ A számítások szerint a hadron- kaszkádnak átadott energia kisebb ▫ A legtöbb energiát a μ viszi el Ezért Fontos Reakció!
14/31
Cserenkov-sugárzás • Töltött részecske átlép az adott közegben a fénysebességet->sugárzás ▫ Karakterisztikus szög: n n ▫ Egységnyi út alatt keletkezett fotonok száma:
dN z dxd
2
• Vízben: ▫ 400nm 700nm között 200 db foton/cm ▫ 43
15/31
Cserenkov-fény detektálása • A foton abszorpció és szórás jellemzése a közegben ▫ Abszorpciós hossz: L ,N N exp r L a
a
0
▫ Szórási hossz: Lb (definíció-mint az előző) ▫ Szórási függvény: ,
L ▫ Effektív szórási hossz: L 1 cos b
eff
Normalizálja L -t különböző , -re A szórási szög: b
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 ▫ Érkezési idő: ns pontossággal
PMT
• Optimalizálás: (érzékeny térfogat) x (érzékenység)
17/31
Müonok detektálása • CC νμ reakciók müon-nyomvonalat hagynak • Más NC és νe reakciók = hadronikus és EM kaszkád ▫ Ezért koncentrálunk az elsőre ▫ νe: νμ: ντ=1:1:1 => CC-reakciók 2/3-a kaszkádot okoz
Müon-nyomvonal
kaszkád
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 μok (több nagyságrenddel nagyobb számban) Az utolsó kettő az energialeadás alapján különböztethető meg
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 σν ▫ E Δθ ▫ E>1 TeV : fényhozam~ E meghatározása ▫ Jel-zaj arány javul
ν energia
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 νμ esetben
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. ▫ Km3-es térfogatra pár m2 effektív felület
22/31
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
24/31
Rekonstrukció
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
26/31
Residual-time eloszlások
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
28/31
Neutrínó teleszkópok-Amanda • • • •
Déli sark Szögfelbontás 2° Alsó energiaküszöb: 50GeV Jég minőségére vonatkozó próbafúrások
29/31
ICE-CUBE • 2005• Második generációs detektor • 5MW-os hőteljesítményű fúró • 86 string • 5160 DOM (digial optical module)
30/31
Köszönöm a figyelmet !
31/31
Források • Wikipedia: ▫ http://en.wikipedia.org/wiki/Neutrino_detector ▫ http://hu.wikipedia.org/wiki/Sudbury_Neutr%C3%ADn%C3%B 3_Obszervat%C3%B3rium ▫ http://hu.wikipedia.org/wiki/Neutr%C3%ADn%C3%B3
• 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
