Aplikace spektroskopie neutrin 1) Detekce slunečních neutrin 2) Detekce neutrin se supernov 3) Detekce neutrin z kosmického záření 4) Studium oscilace neutrin Pozůstatek po supernově 1987A Neutronový detektor ANTARES ve Středozemním moři Slunce ze sondy SOHO 5) Detekce neutrin z nitra Země 6) Detekce reliktní neutrina

Studium slunečních neutrin Energie neutrin [MeV] Neutrinový tok [cm -2 s -1 ] Spektrum slunečních neutrin podle výpočtů J. Bahcalla Dosavadní informace: 1) Neutrina ve Slunci opravdu vznikají 2) Významný rozdíl mezi předpověďmi a pozorováními → signál nové fyziky (oscilace neutrin) Budoucí informace z neutrin: 1) Přesný rozměr centrální oblasti Slunce, kde probíhají termojaderné reakce 2) Současný obraz centra Slunce (fotony putují z jádra ven velmi dlouho) – předpověď budoucího chování Slunce 3) Teplota centrálních oblastí Slunce 4) Poměry mezi zastoupeními různých typů fúzních reakcí Slunce ze sondy SOHO V průběhu pp i CNO cyklu se produkuje velké množství elektronových neutrin 4p → 4 He + 2e + + 2ν e

Studium neutrin ze supernov Konečné stádium hmotné hvězdy – kolaps a výbuch supernovy Velká část energie se uvolní ve formě neutrin ve dvou fázích: 1) Počátek – při vzniku neutronů elektronovým záchytem pouze elektronová neutrina: p + e - → n + ν e 2) Všechny druhy neutrin a antineutrin se statistickým zastoupením (1/6 na jeden typ) se střední energií 10 – 15 MeV. Energetické spektrum → Fermiho rozložení kT ≈ 3 – 6 MeV Supernova SN1987A Vztah mezi energie neutrina a dobou jeho příletu Vzdálenost svět. let Dosavadní informace (supernova SN1987A): Potvrzení vzniku neutrin Řádový souhlas s předpoklady Blízkost rychlosti neutrin rychlosti světla, omezení na klidovou hmotnost neutrina Určena limita pro dobu života neutrina Možná budoucí informace (čekáme na blízkou supernovu): Potvrzení modelů výbuchu supernovy Chování horké a velmi stlačené hmoty Pozorování supernov zastíněných galaktickou hmotou

Neutrina z kosmického záření Primární složka: částice s vysokou energií (až ~ GeV – dnešní urychlovače ~ 10 4 GeV), největší část jsou protony a jádra, část i neutrina a anti neutrina ν e, ν μ a ν τ. Izotropní rozložení – přichází ze všech směrů Původ: vzdálenější nerozlišitelné zdroje (supernovy, aktivní jádra galaxií, kolabující objekty …) Možné budoucí informace: Informace o procesech a zdrojích s vydělením velkého množství energie (gama zábleskové zdroje) Nezkreslené údaje s oblastí zakrytých hustými oblaky hmoty Dráha neutrin není ovlivněna magnetickými poli a nejsou pohlcována Odhalení podstaty i nepředpokládaných kosmických jevů Sekundární složka: Srážky částic a jader kosmického záření s jádry atmosféry → spousta hadronů → mezi nimi spousta mezonů π: π + → μ+ + ν μ π - → μ- + anti -ν μ └→ e+ + ν e + anti-ν μ └→ e- + anti-ν e + ν μ Intenzivní zdroj neutrin a antineutrin νμ a νe poměr mezi počtem ν μ a ν e je R(ν μ /ν e ) = 2 zároveň intenzivní zdroj mionů Sprška v atmosféře

Rozložení směrů, ze kterých přišly jednotlivá neutrina – náhodné rozdělení – bodové zdroje nenalezeny – nenalezeny korelace s zábleskovými zdroji gama Spektrum neutrin odpovídá předpovědím pro atmosférická neutrina Výsledky detektoru AMANDA Mlhovina NGC6543 (Hubble teleskop) Aktivní galaxie

Studium oscilací neutrin Jako příklad – oscilace anti ν μ a anti ν e : Pravděpodobnost přechodu mionového antineutrina v elektronové je: kde Δm 2 = |m 1 2 – m 2 2 | [eV 2 ], L – vzdálenost v metrech [m] E ν – energie neutrina [MeV] Vlnová funkce neutrina je směs různých stavů (ν e, ν μ, ν τ ). d Pravděpodobnost, že ve vzdálenost d nalezneme anti ν μ je a anti ν e :

Oscilace pozorovány: 1) Sluneční neutrina (velké vzdálenosti) 2) Jaderné elektrárny 3) Sekundární kosmické záření 4) Urychlovač - detektor ExperimentE MIN [MeV] Experiment [SNU] Model [SNU] Exp./Mod. Kamiokande7 0.47(2) 1.00(17)0.47 Homestake (Cl) (23) 7.7(12)0.33 GALEX0.274(7)129(8)0.57 SAGE0.275(8)129(8)0.58 Sluneční neutrina Odvození Δm 2 (ν e ↔ ν μ ) Δm 2 ~ 7(4)∙10 -5 eV 2 Vztah mezi hodnotami Δm 2 a θ Experiment GALEX

Detektor KAMLAND Naměřené a vypočtené spektrum antineutrin Data měření oscilací z různých reaktorů Měření reaktorových antineutrin Δm 2 =7,9(6)∙10 -5 eV 2 ν μ ↔ ν e Detekce antineutrin Časové variace dané změnou výkonu jaderných elektráren

Sekundární kosmické záření ν μ ↔ ν τ Δm 2 =(1-3)∙10 -3 eV 2 Urychlovač – detektor experiment K2K experiment – pozorováno 108 neutrin – předpověď 151(11) neutrin ν e - izotropní rozdělení ν μ - úbytek Nejlepší fit s oscilacemi Spektrum detekovaných neutrin v experimentu K2K Oblast vyhovujících hodnot Δm 2 a sin 2 2θ úhlové rozdělení kosmických neutrin z Kamiokande

Geoneutrina Antineutrina z rozpadu 238 U a 232 Th Rozpad 238 U a 232 Th zodpovědný za horké zemské nitro a deskovou tektoniku První pozorování – projekt KamLAND: 4 – 40 zachycených geoantineutrin Odpovídá modelovým představám o množství uranu a thoria v zemské kůře a jádru geoantineutrina reaktorová antineutrina pozadí 13 C(α,n) 16 O Projekt KamLAND – studium oscilací antineutrin z reaktorů Antineutrina z projektu KamLAND (opraveno na oscilace) Větší detektor dále od reaktorů by umožnil studium antineutrin s takovou přesností, aby se vyloučily některé geofyzikální modely Tepelný tok: celkově ~ 40 TW radioizotopy ~ 19 TW (U,Th,K)

Reliktní neutrina pocházejí z počátku velkého třesku t ~ 1s (t ~ let pro reliktní fotony), nynější teplota neutrin je T ≈ 1,9 K (fotony T ≈ 3,1 K) Pro energie E > 1 MeV se nachází různé typy neutrin v rovnováze: kde i = e, μ, τ pro nižší energie neutrina neinteragují s ostatní hmotou - vymrzají Velmi nízká energie → velké problémy s detekcí Možnosti detekce (zatím jen v úvahách): 1) Procesy, které nepotřebují energii – neutrino iniciuje rozpad jádra rozpadající se rozpadem beta: ν e + n → p + + e - Energie elektronu > energie rozpadu jádra → pík ve spektru elektronů za koncem Fermiho grafu (velmi slabý). Měření jako při určování hmotnosti neutrin – nutnost najít vhodná jádra a přechody, aby počet rozpadů díky reliktním neutrinům nebyl zanedbatelný. Potřeba zlepšit parametry elektronových spektrometrů. Problémy s pozadím. 2) Interakce urychlených částic – energii dodají urychlené částice. Výběr vhodných parametrů pro dostatečnou pravděpodobnost interakce – problém s pozadím, potřeba vysoká intenzita a stabilita svazku urychlovače. 3) Interakce velmi energetických neutrin kosmického záření: E ν taková, aby při srážce s reliktním neutrinem byla v těžišti energie rovna klidové hmotnosti Z bosonu M Z = 100 GeV (10 12 – GeV – skutečná hodnota závisí na hmotnosti neutrina) → dojde k rezonančnímu zvýšení interakce s reliktními neutriny → minimum v energetickém spektru vysokoenergetických kosmických neutrin