빛 보다 빠른 입자? 조기현

발표 자료 소스 주경광 교수 김성현 교수 논문 Dario Autiero

High Energy Physics (고에너지 물리)? Man has been thinking for a long time What is world made of? and What is the interaction between them? 물질의 기본 구성요소에 대한 인간의 의문 탈레스: 물 앰페도클레스: 물, 불, 흙, 공기 아리스토텔레스: 물, 불, 공기, 흙 데모크리토스: 원자론 Men have been thinking for a long time what is world made of? And what is the interactions between them? To study this is the goal of high energy physics.

원자의 크기 108 기본 입자의 크기 104

Neutrino = “little neutral one” in Italian 표준모형 (Standard Model) 경입자 (e,m,t,ne,nu,nt) 6개 쿼크 (u,d,c,s,t,b) 6개 매개입자 (g,g,W,Z)로 구성 중성미자 Elementary particles with almost no interactions Almost massless: impossible to measure its mass Three types of neutrinos exist & mixing among them Neutrino = “little neutral one” in Italian

중성미자에 관한 역사 요약 L. Lederman, M. Schwartz, J. Steinberg (1988 노벨상) 파울리: 관측되지 않는 중성입자 (1931) 페르미: Neutrino (1934) 라이네스: 중성미자 발견 (1956) (1995 노벨상) BNL: 뮤온중성미자 발견 (1962) L. Lederman, M. Schwartz, J. Steinberg (1988 노벨상) 데이비스: 태양중성미자 관측 성공 (1968) (2002 노벨상) Kamiokande-II, IMB: 초신성 폭발 중성미자 관측 (1987) (2002 노벨상) Kamiokande-II: 대기중성미자 문제 발견 (1988) Kamiokande-II: 태양중성미자 관측, 중성미자 천문학 탄생 (1989) (2002 노벨상) Super-Kamiokande: 중성미자 진동변환 증거 (1998) K2K: 중성미자 진동변환 측정 시작, 경입자 섞임 연구 (1999) SNO: 태양중성미자 진동변환 확인 (2002)

Electron Energy Spectrum of Bohr: 어쩌면 b 붕괴에서는 에너지와 운동량이 보존되지 b decay 14C의 b 붕괴 w/o neutrino missing Discrete spectra 예상 Experiment w/ neutrino missing 연속적인 b spectra 관측 Bohr: 어쩌면 b 붕괴에서는 에너지와 운동량이 보존되지 않을지도?…

Wolfgang Pauli’s 새로운 가상의 입자 소개 파울리: 관측되지 않는 중성입자 (1931) 페르미: Neutrino (1934) Notes: 1) In his letter (1930), Pauli refers to his new proposed particle, the "neutron". The neutron (as we know it today) was discovered, by J Chadwick, two years after Pauli's proposal. In 1934, at a seminar on his recent theory of beta-decay, Fermi was asked whether the neutral particle emitted in the nuclear beta-decay was the same as Chadwick's neutron. Apparently, Fermi clarified that he was talking about a different particle which he referred to as neutrino ("little neutral one"). 2) Pauli thought his proposal of the "neutron" was too speculative, and did not publish it in a scientific journal until 1934, by which time Fermi had already developed a theory of beta decay incorporating the neutrino.

The Sun 태양 중성미자 태양중심에서 일어나는 수소의 핵융합 반응

태양표준모형 (Standard Solar Model) ( John. N. Bahcall) Only Electron Neutrinos are produced in the Sun

태양 중성미자의 관측 시도 중성미자+Cl Ar+전자 (Raymond Davis Jr.) 염소 검출기의 시작품 (1964) Homestake, SD Homestake 금 광산 600톤 염소 용액 검출기 완성 (1968)

태양 중성미자 관측 성공 ! 그렇지만, 측정값은 표준모형 예상치의 1/3… Solar neutrino problem: 태양표준모형과 데이비스 실험을 의심하기 시작 태양 중성미자 관측 성공 ! 그렇지만, 측정값은 표준모형 예상치의 1/3…

초신성(SN1987A) 폭발 (1987년 2월 24일)

중성미자 천문학의 탄생 1964 2002 The first observation of a neutrino burst from Supernova (SN1987A) - Kamiokande II (IMB)의 12개(8개) 중성미자 관측 - 중성미자 천문학의 탄생 The first real-time, directional, spectral measurement of solar neutrinos by Kamiokande II - 태양 중심에서의 B8 생성 확인 - 중성미자 천문학의 확고한 검증 (2002년 노벨물리학상: M. Koshiba, R. Davis) 2002 고교때 물리학 낙제 도쿄대 물리과 꼴찌 졸업

Super- Kamiokande Water Cherenkov detector n SK-I: Mar 1996 – Jul 2001 1000 m underground 50,000 ton (22,500 ton fid.) 11,146 20 inch PMTs C Scientific American 42m 39m n 하마마추 회사와 동경대가 협력하여 개발한 직경 50cm의 광증폭관 (M. Koshiba) SK-I: Mar 1996 – Jul 2001 SK-II: Dec 2002 - Present

Super Kamiokande (Detection Principle)

수퍼카미오칸데에서의 중성미자 충돌 Muon Neutrino Candidate Event, 692MeV

SNO (Sudbury Neutrino Observatory) 1000톤, Sudbury, Ontario, Canada Sudbury

NO Problem ! Solar Neutrino SNO solved 30 year old problem (2002)

대기중성미자 (Atmospheric Neutrinos) Primary cosmic ray 양성자, 헬륨, 리튬 등 지상 10~20 km p ± nm m± e± nm ne nm/ne ~ 2 ( < a few GeV)

중성미자 진동과 질량의 증거! 이 분야에서 역대 최다 인용회수의 논문 (2000여회)

K2K 장거리 중성미자 진동실험 (1999~2005) K2K (KEK to Kamioka): 인간이 만든 가속기를 사용하여 최초로 인공적인 중성미자 빔을 이용하여 근거리, 원거리 검출기에서 비교하는 실험

T2K: Tokai-to(2)-Kamioka (~100xK2K) J-PARC (50 GeV/750kW PS) Construction: 2001~2007 Operation: 2008~ T2K (approved in 2003) Construction: 2004~2008 Experiment: 2009 ~ J-PARC@Tokai-mura (60km N.E. of KEK) Super-K 50kton JHF K2K E(GeV) 50 12 Int.(1012ppp) 330 6 Power(MW) 0.75 0.0052 Phase I (0.75MW + SK) nm ne appearance Aim to discover q13 nm nx disappearance Precise Dm232, sin22q23 Phase II  4MW, Mton, CPV K2K(~4yrs) T2K(1yr) Delivered 10.5x1019 ~1021

T2K2-Korea (T2KK) The T2K n beam will come to Korea. (2nd osc. maximum) Hyper-K Hyper-K = million tons of water 2.5 deg. off axis 2.5deg.off-axis beam @Kamioka JPARC see hep-ph/0504061) Off-axis angle

MINOS (2005~) 6,000 tons of steel and scintillators Far detector First result by press release (3/30/2006) 177±11 (expected) 92 (observed) Neutrino beam 735km Near detector 1,000 tons

CNGS (OPERA) nm ………..…. nt High energy, long baseline n beam The proof: “appearance” of nt in a nm beam 732km High energy, long baseline n beam ( ECM >> mt L ~ 1000 km ) En (GeV)

Standard Model Neutrino Oscillation (12 , 23 , 13) Not measured yet 기본입자인 중성미자 Neutrino Oscillation 끊임없이 변하는 중성미자 세 종류의 중성미자는 시간이 지남에 따라 서로 다른 종류로 끊임없이 바뀜 Oscillation parameters (12 , 23 , 13) Not measured yet 쿼크(quark)와 렙톤(lepton)은 종류가 같은 두 개의 입자가 쌍으로 한 세대를 이루고 자연에는 오직 3세대만이 존재함 중성미자는 물질과 작용을 거의 하지 않으며 질량이 측정하기 어려울 정도로 작음

중성미자 진동변환 (Neutrino Oscillation) 다음 경우에 양자역학적 진동변환 효과가 일어난다 Flavor states Mass states n1 n2 m1 m2 2-Neutrino Oscillation

Reduction of reactor neutrinos due to oscillations Disappearance Reactor neutrino disappearance Prob. due to 13 with the allowed 2 range in m232 sin22q13 > 0.01 with 10 t •14GW •3yr ~ 400 t•GW•yr (400 t•GW•yr: a 10(40) ton far detector and a 14(3.5) GW reactor in 3 years)

중성미자 실험을 OPERA에서 하게 된 이유 Atmospheric n results (Super-K, Macro, Soudan 2) indicate nm – nt or ( nm – ns ? ) with Dm2 ∼2.5×10-3 eV2 and large mixing → To confirm nt appearance in accelerator experiments, one needs L/E =∼102 – 103 km/GeV → LONG BASELINE - CHORUS영역과 는 다른 쪽에서 search

Oscillation First Event

Conceptual Design of OPERA Exp.  CERN SPS conventional  beam 　( m-2 / pot) 7.45x10-9  CC / pot / kton 5.44x10-17 < E > ( GeV ) 17 (e + e) /  　 0.85 %  /  4.0 %  prompt negligible 730km  Appearance INFN Gran Sasso Underground Laboratory ECC detector ~ 1.3kton The detector is located on the CNGS (CERN Neutrinos to Gran Sasso) beam line at a distance from the neutrino source of 730km. Δm232 = (2.43±0.13)×10-3 eV2 , sin22θ23 = 1.0 # of  events = 4300/year expected detectable # of  CC events ~ 2.5/year

Flow of Emulsion Analysis Emulsion analysis is performed in two main steps Trigger on Electronic detector ↓ Connection from Electronic Detector to Emulsion Detector ↓ locating the neutrino interaction in Emulsion Detector 1. Location 2. Decay Search    - - (e-, h-, 3h) Searching for tau decay topology h h

appearance

시간 측정

측정시간

계통 오차

결과

결과 중성미자의 속도가 300,007 km/sec !

Thank you.