Oscylacje neutrin akceleratorowych i atmosferycznych

Oscylacje neutrin są zjawiskiem kwantowo-mechanicznym, w którym neutrina zmieniają swój zapach (stany zapachowe neutrin: ν_e, ν_μ, ν_τ) podczas ruchu, co wynika z faktu, że stany zapachowe neutrin są mieszaniną stanów masowych neutrin (stany masowe ν₁, ν₂, ν₃ o masach odpowiednio m₁, m₂, m₃). Prawdopodobieństwo oscylacji zależy od sześciu parametrów teoretycznych:

• trzech kątów mieszania (θ₁₂, θ₂₃ i θ ₁₃) opisujących mieszanie stanów masowych i zapachowych,
• dwóch różnic kwadratów mas (∆m²₂₁ i ∆m²₃₂, gdzie ∆m²_ij = m²_i - m²_j)
• jednej fazy (δ_CP) odpowiedzialnej za asymetrię między materią i antymaterią (łamanie symetrii CP) w oscylacjach neutrin,

oraz dwóch parametrów eksperymentalnych:

• energii neutrin
• odległości przebywanej przez neutrina (tzw. bazy), na której mierzone są oscylacje^[3][6]. 

Kontynuując badania prowadzone w ramach eksperymentu T2K, daleki detektor HK będzie mierzyć widma energetyczne neutrin elektronowych i mionowych w wiązce wytwarzanej w J-PARC jako prawie czysta wiązka neutrin mionowych i porówna je z oczekiwaniami w przypadku braku oscylacji, wstępnie obliczonymi na podstawie modeli strumienia i oddziaływań neutrin i doprecyzowanymi dzięki pomiarom wykonanym przez detektory bliskie i pośredni. Szczytowa energia wiązki neutrin HK/T2K (600 MeV) i odległość między J-PARC a detektorem HK/SK (295 km) odpowiada pierwszemu maksimum oscylacji dla oscylacji napędzanych przez ∆m²₃₂. Wiązka neutrin z J-PARC będzie produkowana osobno w trybach wzmocnionych neutrinowo i antyneutrinowo (ang. neutrino- and antineutrino-enhanced modes), co oznacza, że pomiary neutrin w każdym trybie wiązki dostarczą informacji o prawdopodobieństwie zanikania (anty)neutrin mionowych P_νμ→νμ i P_νμ→νμ oraz pojawianiu się (anty)neutrin elektronowych P_νμ→νe i P_νμ→νe, gdzie P_να→νβ jest prawdopodobieństwem, że neutrino pierwotnie o zapachu α zostanie później zaobserwowane jako będące w stanie zapachowym β^[3].

Zdolność Hyper-K do wykluczenia zachowania CP w funkcji prawdziwej wartości δ_CP

Porównanie prawdopodobieństw pojawiania się neutrin i antyneutrin elektronowych (P_νμ→νe i P_νμ→νe) pozwala zmierzyć fazę δ_CP. Zakres δ_CP wynosi od -π do π (od -180° do 180°), a 0 i ±π odpowiadają zachowaniu symetrii CP. Oczekuje się, że po 10 latach zbierania danych HK potwierdzi na poziomie ufności 5σ lub więcej, czy symetria CP jest naruszana w oscylacjach neutrin dla 57% możliwych wartości δ_CP. Naruszenie symetrii CP jest jednym z warunków niezbędnych do wytworzenia nadmiaru materii nad antymaterią we wczesnym Wszechświecie, który obecnie tworzy nasz zbudowany z materii Wszechświat. Neutrina akceleratorowe zostaną również wykorzystane do zwiększenia precyzji innych parametrów oscylacyjnych |∆m²₃₂|, θ₂₃ i θ₁₃, a także do badań oddziaływań neutrin^[3].

Aby określić hierarchię mas neutrin (czy stan własny masy ν₃ jest lżejszy czy cięższy od stanów masowych ν₁ i ν₂), lub równoważnie nieznany znak parametru ∆m²₃₂, oscylacje neutrin muszą być obserwowane w materii. W przypadku wiązki neutrin HK (295 km, 600 MeV) efekt materii jest niewielki. Oprócz neutrin wiązki, eksperyment HK bada neutrina atmosferyczne, powstające w wyniku zderzeń promieni kosmicznych z atmosferą Ziemi, wytwarzających neutrina i inne produkty uboczne. Neutrina te są wytwarzane we wszystkich punktach wokół kuli ziemskiej, co oznacza, że HK ma dostęp do neutrin, które przebyły szeroki zakres odległości przez materię (od kilkuset metrów do średnicy Ziemi). Te próbki neutrin mogą być wykorzystane do określenia hierarchii mas neutrin^[3].

Połączona analiza neutrin z wiązki i neutrin atmosferycznych zapewni największą czułość na parametry oscylacji δ_CP, |∆m²₃₂|, ${\displaystyle \operatorname {sgn} }$ ∆m²₃₂, θ₂₃ i θ₁₃^[3].

Astronomia neutrin i geoneutrina

Wybuchy supernowych wytwarzają ogromne ilości neutrin. Dla supernowej w galaktyce Andromedy, oczekuje się 10 do 16 oddziaływań neutrin w dalekim detektorze HK. W przypadku galaktycznej supernowej w odległości 10 kpc w detektorze HK w ciągu kilkudziesięciu sekund spodziewanych jest około 50 000 do 94 000 oddziaływań neutrin. Dla Betelgezy w odległości 0,2 kpc wskaźnik ten może osiągnąć nawet 10⁸ oddziaływań na sekundę i taką liczbę zdarzeń uwzględniono przy projektowaniu elektroniki oraz systemu akwizycji danych (DAQ, ang. data acquisition) detektora. Profile czasowe liczby zdarzeń zarejestrowanych w dalekim detektorze HK oraz ich średniej energii umożliwiłyby przetestowanie różnych modeli eksplozji^[3][7].

Informacje o kierunkach neutrin w dalekim detektorze HK mogą stanowić wczesne ostrzeżenie dla elektromagnetycznych obserwacji supernowych, a także mogą zostać wykorzystane w innych obserwacjach obejmujących wielu "posłańców" (astronomia wielozakresowa, ang. multi-messenger astronomy), takich jak promieniowanie elektromagnetyczne, fale grawitacyjne, promieniowanie kosmiczne^[3].

Neutrina wytworzone łącznie w wyniku eksplozji supernowych na przestrzeni całej historii Wszechświata nazywane są neutrinami z reliktowych supernowych (SRN, ang. supernova relic neutrinos) lub rozproszonym tłem neutrin z supernowych (DSNB, ang. diffuse supernova neutrino background) i niosą informacje o historii powstawania gwiazd. Ze względu na niewielki strumień (kilkadziesiąt neutrin /cm² /sek.) nie zostały jeszcze odkryte. Oczekuje się, że w ciągu dziesięciu lat zbierania danych HK zarejestruje około 40 zdarzeń SRN dla zakresu energii 16–30 MeV^[3][8].

Dla ν_e słonecznych, cele eksperymentu HK to m.in.:

• Poszukiwanie asymetrii dzień–noc w strumieniu neutrin – wynikającej z różnych odległości pokonywanych w materii (w nocy neutrina dodatkowo przemierzają Ziemię przed wejściem do detektora), a tym samym różnych prawdopodobieństw oscylacji spowodowanych efektem Mikheyeva–Smirnova–Wolfensteina (MSW)^{[uwaga 1][3]}.
• Pomiar prawdopodobieństwa zanikania ν_e dla energii neutrin od 2 do 7 MeV – tj. pomiędzy obszarami zdominowanymi odpowiednio przez oscylacje w próżni i oscylacje w materii – które są wrażliwe na nowe modele fizyczne, takie jak sterylne neutrina lub niestandardowe oddziaływania^[3][9].
• Pierwsza obserwacja neutrin z kanału hep : ${\displaystyle {^{3}}{\text{He}}+{\text{p}}\to {^{4}}{\text{He}}+{\text{e}}^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e}}}$ przewidywanego przez Standardowy Model Słońca^[3]. 
• Porównanie strumienia neutrin z aktywnością Słońca (np. 11-letni cykl słoneczny)^[10].

Geoneutrina powstają w wyniku rozpadów radionuklidów wewnątrz Ziemi. Badania geoneutrin w Hyper-Kamiokande pomogą ocenić skład chemiczny jądra Ziemi, który jest związany z generowaniem pola geomagnetycznego^[3].

Rozpad protonu

Rozpad swobodnego protonu na lżejsze cząstki subatomowe jeszcze nigdy nie został zaobserwowany, ale jest on przewidywany przez niektóre teorie wielkiej unifikacji (GUT, ang. grand unified theories) i wynika z łamania prawa zachowania liczby barionowej (B). Niezachowanie B to jeden z warunków niezbędnych do wyjaśnienia przewagi materii nad antymaterią we wszechświecie. Główne kanały badane przez HK to ${\displaystyle p^{+}\to e^{+}+\pi ^{0}}$ preferowany przez wiele modeli GUT i ${\displaystyle p^{+}\to {\bar {\nu }}+K^{+}}$ przewidywany przez teorie zawierające supersymetrię. Po dziesięciu latach zbierania danych oczekuje się, że (w razie braku obserwacji rozpadu) HK zwiększy dolną granicę średniego czasu życia protonu z ${\displaystyle 1{,}6\times 10^{34}}$ do ${\displaystyle 6{,}3\times 10^{34}}$ lat dla swojego najbardziej czułego kanału rozpadu (${\displaystyle p^{+}\to e^{+}+\pi ^{0}}$) i z ${\displaystyle 0{,}7\times 10^{34}}$ do ${\displaystyle 2{,}0\times 10^{34}}$ lat dla kanału ${\displaystyle p^{+}\to {\bar {\nu }}+K^{+}}$^[3][11].

Ciemna materia

Ciemna materia to hipotetyczna, nieświecąca forma materii, zaproponowana w celu wyjaśnienia licznych obserwacji astronomicznych sugerujących istnienie dodatkowej niewidzialnej masy w galaktykach. Jeśli cząstki ciemnej materii oddziałują słabo, mogą wytworzyć neutrina w wyniku anihilacji lub rozpadu. Neutrina te mogą być widoczne w detektorze HK jako nadmiar neutrin z kierunku dużych potencjałów grawitacyjnych, takich jak Centrum Galaktyki, Słońce czy Ziemia, w stosunku do izotropowego tła neutrin atmosferycznych^[3].

Wiązki neutrin

Bliskie detektory

Pośredni wodny detektor Czerenkowa

Pośredni wodny detektor Czerenkowa (IWCD, ang. Intermediate Water Cherenkov Detector) będzie zlokalizowany w odległości 750 m od miejsca produkcji neutrin. Byłby to walec wypełniony wodą o średnicy 10 m i wysokości 50 m, w którym umieszczona byłaby ruchoma konstrukcja o wysokości 10 m oprzyrządowana za pomocą około 400 modułów multi-PMT (mPMT), z których każdy składa się z dziewiętnastu fotopowielaczy (PMT, ang. PhotoMultiplier Tubes) o średnicy 8 cm zamkniętych w wodoodpornej obudowie. Konstrukcja będzie przesuwana w kierunku pionowym za pomocą dźwigu, który umożliwi pomiary oddziaływań neutrin dla różnych kątów pozaosiowych (kątów względem osi wiązki), od 1° na dole do 4° na górze, a tym samym dla różnych widm energii neutrin^{[uwaga 2]}. Łącząc wyniki dla różnych kątów pozaosiowych, możliwe jest wyodrębnienie wyników dla prawie monoenergetycznego widma neutrin bez polegania na teoretycznych modelach oddziaływań neutrin w celu rekonstrukcji energii neutrin. Zastosowanie tego samego typu detektora co detektor daleki, z niemal taką samą akceptacją kąta i pędu, pozwala na porównanie wyników uzyskanych z tych dwóch detektorów bez polegania na symulacjach odpowiedzi detektorów. Te dwa fakty, niezależność od modelu oddziaływań neutrin i modelu odpowiedzi detektora, pozwolą eksperymentowi HK zminimalizować błąd systematyczny w analizie oscylacji. Dodatkowymi zaletami takiej konstrukcji detektora jest możliwość poszukiwania oscylacji z udziałem hipotetycznych neutrin sterylnych dla różnych kątów pozaosiowych oraz uzyskanie czystszej próbki oddziaływań neutrin elektronowych, których udział we wszystkich oddziaływaniach jest większy dla większych kątów pozaosiowych^{[3][13][14][15][16]}.

Daleki detektor Hyper-Kamiokande

Schemat dalekiego detektora Hyper-Kamiokande - wodnego detektora Czerenkowa

Detektor Hyper-Kamiokande zostanie wybudowany 650 m pod szczytem góry Nijuugo w kopalni Tochibora, 8 km na południe od detektora Super-Kamiokande (SK). Oba detektory będą znajdować się pod tym samym kątem (2,5°) względem wiązki neutrin i w tej samej odległości (295 km) od miejsca produkcji wiązki w J-PARC^{[uwaga 3][3][17]}.

Makieta z PMT typu R12860 o średnicy 50 cm dla wewnętrznego detektora (ID) dalekiego detektora HK

Prototyp

Schemat

Multi-PMT dla ID dalekiego detektora Hyper-Kamiokande

8 centymetrowy fotopowielacz (PMT) z płytą WLS (Wavelength-Shifting Fiber) dla zewnętrzengo detektora (OD) dalekiego detektora Hyper-Kamiokande

HK będzie wodnym detektorem Czerenkowa, 5 razy większym (258 kiloton wody) niż detektor SK. Będzie to walec o średnicy 68 m i wysokości 71 m. Objętość zbiornika zostanie podzielona na detektor wewnętrzny (ID, ang. Inner Detector) i detektor zewnętrzny (OD, ang. Outer Detector) za pomocą cylindrycznej, nieaktywnej struktury o szerokości 60 cm, której zewnętrzna krawędź zostanie umieszczona w odległości 1 metra od pionowych i 2 metrów od poziomych ścian zbiornika. Struktura będzie optycznie oddzielać ID od OD i będzie wyposażona w fotopowielacze (ang. photomultiplier tubes, PMT) skierowane zarówno do wewnątrz do ID, jak i na zewnątrz do OD. W przypadku ID będzie to co najmniej 20000 fotopowielaczy (PMT) o średnicy 50 centymetrów typu R12860 firmy Hamamatsu Photonics i około 800 modułów multi-PMT (mPMT). Każdy moduł mPMT składa się z dziewiętnastu fotopowielaczy o średnicy 8 cm zamkniętych w wodoszczelnej osłonie. OD będzie oprzyrządowany przez co najmniej 3600 PMT o średnicy 8 cm zespolonych z płytami WLS (ang. WaveLength-Shifting, płyta o rozmiarze 0.6x30x30cm³ będzie zbierać padające na nią światło i doprowadzać je do fotopowielacza) i będzie służył jako weto^{[uwaga 4]} do rozróżniania oddziaływań zachodzących wewnątrz od cząstek wchodzących do detektora z zewnątrz (głównie mionów promieniowania kosmicznego)^[17][18][15].

Wiązka neutrin z J-PARC od Japonii do Korei

Budowa detektora HK rozpoczęła się w 2020 r., a początek zbierania danych planowany jest na 2027 r.^[3][4][12]. Przeprowadzono również badania nad wykonalnością i korzyściami dla programu fizycznego z budowy drugiego, identycznego wodnego detektora Czerenkowa w Korei Południowej, około 1100 km od J-PARC, który miałby zostać oddany do użytku 6 lat po wybudowaniu pierwszego zbiornika^[5][19].