Beskrivning av ESS Neutrino Super Beam (ESSnuSB) projektet

Transkript

1 Beskrivning av ESS Neutrino Super Beam (ESSnuSB) projektet Synopsis En djupare kunskap om neutrinon och dess märkliga egenskaper kan hjälpa oss att lösa ett mysterium som forskare ännu inte har kunnat förklara - att dagens universum bara består av materia och ingen antimateria. ESS Neutrino Super Beam-projektet - ESSνSB - kan förbättra situation dramatiskt genom att överträffa nuvarande neutrinokällor, vilka sannolikt inte kommer att vara tillräckligt intensiva för att möjliggöra experiment som kan lösa mysteriet. Materia och antimateria Under bråkdelar av en sekund efter Big Bang var universum sammansatt av lika stora mängder materia som antimateria. Men ett kort ögonblick senare vidtog processer i universum som gynnade materians överlevnad på bekostnad av antimaterian och dagens universum består endast av materia. Vi vet ännu inte vilka dessa processer var. När materia och antimateria kommer i kontakt annihilerar de varandra och omvandlas till energi i form av fotoner enligt Einsteins berömda ekvation E = mc 2, och intuitivt skulle man förvänta sig ett universum, efter Big Bang, som endast består av strålning ljusets fotoner, röntgenstrålar och gammastrålar. Uppenbarligen är detta inte fallet. Vi möter emellertid antimateria när vi genomgår en medicinsk undersökning med positronemissionstomografi - känd som PET-skanning. Vid denna medicinska procedur, där en elektron och en positron annihilerar varandra och avger gammastrålar, kan 3-D-bilder av tumörer skapas och hjälpa läkarna att diagnostisera sjukdomar. Endast en miljarddel överlevde den ofantliga annihilationsprocessen i form av materia, men dessa relativt små kvantiteter var tillräckliga för att skapa hela det enorma universum vi lever i idag. Det fanns en ännu oförklarad - asymmetri, eller som det också brukar kallas, ett brott mot den s.k. laddnings-paritetssymmetrin, som möjliggjorde detta. Men vilka var dessa processer och vad var den fysikaliska orsaken till laddnings-paritetsbrottet efter Big Bang? Målet med ESSνSB är att besvara dessa frågor.

2 1. Översikt Neutrinon är den lättaste av alla de elementarpartiklar som har massa. Den är minst en miljon gånger lättare än elektronen vilket placerar den i en klass för sig. Ändå är, kanske överraskande, denna spöklika partikel nyckeln till att förstå existensen av den värld vi lever i. Världen runt oss består av materia snarare än antimateria. När materia och antimateria kommer i kontakt annihilerar de varandra och omvandlas till energi i form av fotoner, uttryckt i Einsteins berömda ekvation E = mc 2. Ett tillfälle när vi själva kan möta antimateria är om vi genomgår en medicinsk undersökning med positronemissionstomografi - känd som PET-skanning. Annihilationsprocessen mellan elektroner och antielektroner, kallade positroner, avger två gammastrålar som gör det möjligt att skapa 3-D bilder av tumörer i kroppen och diagnostisera sjukdomar. Emellertid består hela vårt kända universum endast av materia, och detta är ett mysterium som forskare ännu inte har kunnat förklara. Hur är detta möjligt? Under de allra första ögonblicken (en liten bråkdel av en sekund) efter Big Bang, var universum sammansatt av lika stora mängder materia som antimateria vilka borde ha annihilerat varandra helt och bara lämnat strålning i form av fotoner. Det står klart att vår egen existens, liksom jordens, solsystemet, vår galax och hela universum är ett mycket starkt bevis för att detta inte är vad som hände. Istället tycks, vid ett mycket tidigt skede i universums existens, processer ha inträffat som gynnade materiens överlevnad på bekostnad av antimaterien. Endast en liten del materia överlevde, ungefär en miljarddel, men det var tillräckligt för att skapa det universum vi lever i idag. Det fanns en asymmetri, eller med andra ord ett brott mot symmetrin mellan materia och antimateria, som möjliggjorde detta. Men vilka var dessa processer och vad är den fysikaliska orsaken till symmetribrottet mellan materia och antimateria? Det är denna svåra frågeställning som en djupare kunskap om neutrinon och dess egenskaper kan hjälpa till att lösa. Vad som, emellertid, talar emot mot möjligheten att nå resultat är att nuvarande neutrinokällor inte är tillräckligt intensiva för att man ska kunna utföra experiment som kan lösa mysteriet. ESS Neutrino Super Beam - ESSνSB - lovar att förbättra läget väsentligt. 2. Något mer om neutriner 2.1 Hur produceras de? Neutriner är extremt lätta elementarpartiklar. De är oladdade (till skillnad från elektronen) men de har vad som kallas spin (liksom elektronen). Neutriner bildas vid radioaktiva sönderfallsprocesser, i synnerhet betasönderfall. Deras existens förutspåddes av Wolfgang Pauli 1930 för att förklara vad som då verkade vara ett brott mot energins bevarande i betasönderfall. De detekterades emellertid experimentellt först 1956 av Cowan, Reins och medarbetare. Reines tilldelades Nobelpriset 1995, 39 år senare. I själva verket var det antineutrinon som detekterades först, i en process som kallas inverst betasönderfall, eftersom antineutrinon är lättare att detektera än neutrinon. Betasönderfall, emission av en elektron eller en positron från en instabil kärna, är en ymnig källa till antineutriner respektive neutriner. På så sätt kan de skapas i kärnreaktorer, i

3 mitten av stjärnorna eller i supernovor och i partikelacceleratorer. Man trodde ursprungligen att de saknade massa, men det visades nyligen att så inte vara fallet. Majoriteten av de neutriner som träffar jorden - och de som passerar genom våra kroppar - härstammar från Big Bang. En mindre del kommer från solen och processer i dess inre. Trots det så är det omkring 6, neutriner från solen som passerar varje kvadratcentimeter (till exempel våra tummar), varje sekund. Den grekiska bokstaven ν, uttalad "ny", är tecknet för en neutrino, och av detta följer det formella namnet på vårt projekt ESSνSB. I första ordningen passerar alla dessa neutriner rakt igenom våra kroppar - och allt solitt material - utan någon växelverkan. Därför gör de ingen skada och de är inte farliga. Men av samma anledning är de också mycket svåra att upptäcka och kräver därför intensiva källor och stora detektorer för att uppnå en tillräcklig signal. 2.2 Hur kan de detekteras? Låt oss först titta på de kärnreaktioner som producerar neutriner för att förstå hur de kan detekteras. Neutrinon har ingen laddning och kan därför inte detekteras direkt genom en elektromagnetisk process som jonisering av atomer, till skillnad från laddade partiklar som elektroner. Istället detekteras de via reaktionsprodukterna från en nukleär växelverkan. De delar den här egenskapen med sin tyngre kusin, neutronen. Sönderfallet av en neutron i form av en fri partikel producerar en antineutrino tillsammans med en elektron och en proton genom beta- (elektron) sönderfall n p + e + ν e Å andra sidan producerar omvandlingen av en proton till en neutron, en process som endast förekommer inom atomkärnan, en neutrino och en positron via ett beta+ (positron) sönderfall p n + e + + ν e Dessa neutriner är kända som antingen en elektronantineutrino eller en elektronneutrino. Denna klassificering är nödvändig då man nu vet att neutriner förekommer i tre så kallade smaker(från engelskans flavour): elektron-, myonoch tauneutriner, tillsammans med sina antipartiklar. Existensen av en fjärde, tyngre neutrino, kallad steril neutrino, har postulerats men har hittills aldrig observerats. En sådan neutrino kan ge information relaterad till den stora mängden mörk materia i universum. Neutriner produceras också som ett resultat av andra sönderfallsprocesser, specifikt kopplade till myoner och tauoner. Tauonens neutrino tauneutrinon observerades inte förrän år Myoner och tauoner är också elementära partiklar (som elektronen, men tyngre). Myonen sönderfaller till exempel till en elektron, en elektronantineutrino och en myonneutrino. Antimyonens sönderfall är spegelbilden av denna process och ger motsvarande antipartiklar: en positron, en elektronnutrino och en myonantineutrino. Den första direkta detektionen av en medlem i neutrino-familjen var den av antineutriner som emitterades från en kärnreaktor. Detektionen kunde göras via inverst betasönderfall, där den resulterande positronens annihilation med en elektron kunde observeras som två högenergi fotoner implicerande närvaron av

4 en antineutrino. I experimenten som ledde till upptäckten av antineutrinon kunde identifieringen av annihilations-processen ytterligare förbättras genom att även detektera den högenergifoton som emitteras när den neutron, som produceras tillsammans med positronen, absorberas av en kärna i detektorn. p + ν e n + e + Detta är den arketypiska detektionsmekanismen för neutriner med låg energi. I praktiken måste detektorerna vara mycket stora, eftersom neutriner växelverkar extremt svagt med materia, och detektorerna är vanligtvis fyllda av högrent vatten för att möjliggöra att det ljus som genereras av de laddade partiklar som bildas i neutrino-reaktionerna, så kallat Cherenkov-ljus, når fotondetektorerna. Cherenkovljuset är övervägande blått till färgen och dess spektrum sträcker sig in i det ultravioletta. En annan metod som används är att detektera det så kallade scintillationsljuset som emitteras av en laddad partikel som passerar en scintilerande vätska. En tredje metod är att detektera den laddning som bildas genom jonisation då en laddad partikel passerar genom flytande argon. Metoden som föreslås för ESSνSB är att detektera Cherenkovljus som alstrats i vatten Neutrino oscillationer Bland de mest fascinerande egenskaperna hos neutrinon är det faktum att den kan ändra smak fram och tillbaka under sin färd, ett fenomen som kalls neutrinosmakoscillationer, från engelskans flavour oscillations. Man började misstänkta detta på 1970-talet på grund av svårigheter att förklarar den uppmätta mängden elektronnutriner från solen. Förklaringen bestod i att de elektronnutriner som alstras i solen omvandlades till en annan smak som detektorerna på jorden var okänsliga för. Lösningen av detta problem resulterade i Nobelpriset i fysik 2015 till A. McDonald och T. Kajita. Ursprunget till detta märkliga beteende ligger i den kvantmekaniska beskrivningen av neutrinos massa. Faktum är att de kända neutrino-smakerna, νe, νμ, ντ, är sammansatta av tre andra neutrinor ν1, ν2, ν3, vilka för aficionados är kända som massegentillstånd med olika vilomassor och därför färdas med något olika hastigheter straxt under ljushastigheten. Massorna av ν1, ν2, ν3, har ännu inte kunnat bestämmas. Vad som har bestämts är dock skillnaden i deras massor (för att vara exakt, skillnaden i kvadraterna av deras massor). Denna blandning av smak-neutriner och mass-egentillstånds neutriner beskrivs med så kallade mixningsparametrar. Det är dessa mixningsparametrar och massskillnader som bestämmer oscillationernas natur något som ESSνSB kommer att studera på djupet. En enkel analogi ges av vågorna på havet. Dessa vågor har längder avståndet mellan succesiva toppar eller dalar som är av ordningen meter, medan neutrino "vågor" den varierande intensiteten hos de olika smakerna som oscillationerna orsakar har längder på hundratals kilometer beroende av neutrinernas energi. Detta är anledningen till att neutrino detektorn för ESSνSB ska placeras i Garpenberg, mer än 500 km från källan till neutrinerna i Lund. Intensitetsvågen av dessa neutriner har en medellängd på ~ 350 km. Avståndet till Garpenberg motsvarar alltså ett avstånd på en och en halv våglängd, vid det så kallade andra neutrino-oscillationsmaximat.

5 3. European Spallation Source Med ESSνSB kommer vi att i detalj kunna undersöka oscillationerna av neutriner och antineutriner som genereras med hjälp av European Spallation Source [ESS] acceleratorn, vilken nu håller på att byggas i Lund. Neutrinerna som genereras för ESSνSB kommer nästan uteslutande att vara myonneutriner och myonantinutriner. Detektorn i Garpenberg kommer att mäta mängden av de myonneutriner och antineutriner som har oscillerat till elektronnutriner och elektronantinutriner. Detta ger en hög känslighet för att kunna se en asymmetri mellan neutrino-oscillationer och antineutrino-oscillationer. Upptäckten av en sådan asymmetri skulle innebära att så kallat leptoniskt laddnings-paritetsbrott (CPsymmetri brott) inträffar och har kunnat detekteras för första gången. Däri ligger nyckeln till att förstå materia-antimatteria asymmetrin i universums första ögonblick. Men vad är European Spallation Source? Låt oss börja med användningen av neutroner - det primära syftet med ESS - som i vissa avseenden kan sägas vara neutrinons mycket större kusiner. I flera årtionden har Europa varit ledande inom studien av material med hjälp av neutroner som prob och på senare tid även med synkrotronstrålning. De två typerna av strålning är komplementära vid materialvetenskapliga undersökningar. Allt efter att experimenten blivit mer krävande har mer kraftfulla neutronkällor krävts. De många nationella reaktorbaserade källorna är nu föråldrade och ersätts av neutronkällor baserade på acceleratorer för neutron generering. Den senaste i denna utveckling är ESS som kommer att generera snabba neutroner med en process som kallas spallation ursprungligen en geologisk term som tillämpas på bergarter som splittras av tryck. ESS åstadkommer detta genom att skjuta intensiva strålar av protoner i ett strålmål av volfram där spallationen sker och fria neutroner genereras. Dessa neutroner bromsas först upp och riktas sedan mot instrumenten neutron-diffraktometrar och spektrometrar där ett brett urval av material studeras av forskare från europeiska universitet och forskningsinstitut. ESS är under uppbyggnad i den sydsvenska universitetsstaden Lund på samma plats som synkrotronkällan MAX IV. Båda dessa anläggningar kommer att vara världsledande. ESS är ett internationellt laboratorium med 10 länder som partner och kommer att kosta mer än 2 miljarder att slutföra innan den har nått sin fulla potential, någon gång runt ESS proton accelerator är pulsad, vilket innebär att den levererar protoner till målet i regelbundna, upprepade, korta skurar. Dessa pulser, skräddarsydda för att optimera effektiviteten hos neutroninstrumenten, är ~3 ms långa och kommer 14 gånger per sekund, vilket innebär att avståndet mellan pulserna är ~70 ms. Acceleratorn är därför i drift under endast ~4% av tiden. Detta är den avgörande faktorn för att möjliggöra ESSνSB då det innebär att under 96% av tiden är acceleratorn i ett vänteläge. Under dessa väntetider kan en andra puls injiceras i acceleratorn som är avsedd för produktion, inte av neutroner, utan av neutriner. Protonernas energi i ESS-acceleratorn är ganska blygsam, vilket medför att de neutriner som produceras med hjälp av ESS också har relativt måttliga energier jämfört med andra neutrino-anläggningar. Å andra sidan är intensiteten hos ESS-neutronstrålen och därmed neutrino-strålen unikt hög i världen. Neutrino-strålen är något divergerande, vilket innebär att flödet av

6 neutriner per ytenhet faller som kvadraten med avståndet. Följaktligen kan en neutrino detektor placeras på ett större avstånd från källan och fortfarande ha samma räknehastighet för neutriner jämfört med en neutrino-stråle med lägre intensitet där detektorn måste placeras på kortare avstånd. Konsekvensen av detta är att ESSνSB-detektorn, i motsats till andra experiment med neutrinostrålar i världen som har mindre intensiva neutrino-källor, kan placeras tre gånger längre bort från källan och således sammanfalla med det andra oscillationsmaximat, där känsligheten för asymmetrieffekter är tre gånger större än vid det första maximat. För den relativt låga neutrinoenergin hos ESSνSB uppträder det andra oscillationsmaximat på cirka 500 km avstånd från neutrinokällan. 4. ESSνSB-projektet 4.1 Framställning av neutrino-strålen Det extra oberoende pulståget, från ESS-acceleratorn, kommer att böjas ut ur protonstrål-linjen vid slutet av den 450 meter långa linjära ESS-acceleratorn där protonen kommer att ha uppnått en energi på 2,5 GeV. Pulslängden vid denna punkt är ~3 ms, vilket är för långt för att göra optimala neutrino mätningar. Strålen, extraherad från ESS-acceleratorn, injiceras därför i ett ringformat vakuumrör med diameter ~ 140 m omgiven av magneter, en så kallad kompressorring. Denna 3 ms långa puls, motsvarande en längd på ca 900 km, injiceras i ringen tills 2000 varv har ackumulerats och ejekteras sedan under ett enda varv, vilket resulterar i kompression till en puls, ca 450 m lång (= kompressorns omkrets) och således av ~1,5 μs längd. Denna komprimerade puls sänds därefter till ett strålmål där pioner bildas från kollisionerna mellan de infallande protonerna och atomkärnorna i målet. De pioner som produceras lämnar målet i sidled och var och en av dem sönderfaller snabbt med en halveringstid på 26 ns till en myonneutrino och en myon. Pionerna är laddade och kan därför, innan de sönderfaller, fokuseras av en anordning som kallas för ett magnetiskt horn i framåtriktningen. Beroende på strömens riktning i hornet kommer pioner av negativ eller positiv laddning att fokuseras, vilket resulterar i en stråle av neutriner respektive antineutriner enligt vad som önskas: π ν μ + μ π + ν μ + μ + På grund av hornets fokuseringseffekt utsänds neutrinerna i en stråle som bildar en smal kon pekande mot detektorn i Garpenberg. För att kunna observera en asymmetri materia-antimateria, kommer strålen ibland att växlas från neutriner till antineutriner genom att vända magnetfältet i hornet, med målet att kunna detektera en skillnad i räknehastigheten mellan neutriner och antineutriner. Tack vare den mycket höga effekten, 5 MW, hos strålen från den linjära ESSacceleratorn och den resulterande mycket höga intensiteten hos neutrinostrålen, kommer det att vara möjligt att mäta vid det andra maximat av neutrinooscillationsprocessen. ESSνSB anses därför vara en 2:a generationens Super Beam-anläggning, som erbjuder oöverträffade möjligheter. Neutrino-strålen, som passerar genom jorden läng en linje, riktad mot den så kallade "fjärr"

7 detektorn som ligger vid Garpenberg på ett avstånd av ~540 km. Vid mittpunkten går strålen 5,7 km under jordytan, på sin bana under jordskorpan. Vid ankomsten till fjärrdetektorn har strålen ett approximativt cirkulärt tvärsnitt med en diameter på flera kilometer. 4.2 Detektering av neutrino-strålen Innan den lämnar ESS-området i Lund mäts intensiteten hos neutrino-strålen med en mindre "när" detektor. Vid denna har strålen en approximativt cirkulär

8 profil med en diameter som är mindre än en meter. Närdetektorn sitter strax under markytan och monitorerar strålen innan den lämnar området. Denna relativt lilla detektor kommer att vara mer avancerad än fjärrdetektorn. Förutom funktionen som strålintensitetsmonitor, måste denna detektor göra mätningar av neutrino-växelverkningarnas tvärsnitt vid denna energi (= den kvantitativa sannolikheten att en neutrino kommer att växelverka med materien), vilket bidrar till att sätta neutrinointensiteten, som uppmäts av fjärrdetektorn, i en absolut skala. Neutriner färdas väldigt nära ljusets hastighet och tar mindre än 2 ms för att nå fjärrdetektorn. Eftersom protonstrålen från början är pulsad kommer neutrino-strålen att anlända till Garpenberg i 1,5 μs långa skurar med 70 ms mellanrum. 70 ms "dödtid" mellan ESS-neutrinopulserna gör att andra viktiga fysikaliska mätningar kan göras på solneutriner, neutriner från supernovor och protonens halveringstid för att ta några exempel. 4.3 Den beräknade kostnaden En stor fördel med att använda världens mest kraftfulla protonaccelerator för att generera en motsvarande intensiv neutrinostråle är att den stora kapitalkostnaden för denna accelerator redan är betald. Konsekvensen är att ESSνSB kommer att vara mycket kostnadseffektiv och betydligt billigare än en fristående anläggning. Ändå är det fortfarande fråga om en betydande investering som måste delas mellan ett antal partnerländer vars forskare skulle ha prioritet på användning av anläggningen för sin forskning. I ungefärliga termer kan vi uppskatta att kostnaden för uppgraderingen av acceleratorn i Lund från en effekt av 5 MW till 10 MW tillsammans med konstruktionen av kompressorringen, neutrinostrålmålet och hornet, inklusive närdetektorn, kommer att vara ~600 M. Den stora detektorn i Garpenberg, en miljon ton i massa uppdelad på två cylindrar 100 m höga och 65 m i diameter och de många tiotusentals fotomultiplikator-detektorerna, inklusive vattenreningsverk och nödvändiga utgrävningar 1 km under marknivå, kommer att kosta ytterligare ~600 M. Inkluderat i denna siffra är också datainsamlings- och distributionssystemet. Därför kommer en investering på ~1200 M att vara nödvändig betydligt mindre än den förmodade kostnaden på mer än 2000 M för en fristående anläggning. 4.4 Processen För närvarande har teamet som arbetar med förslaget påbörjat en 4-årig designstudie tack vare ett bidrag på 3 M som erhållits från Europeiska kommissionens Horizon 2020 INFRADEV program. Denna studie innefattar forskare och ingenjörer från 15 olika partnerinstitut från 11 länder och kommer att resultera i en konceptuell designrapport (CDR) och en initial kostnadsuppskattning på ± 25%. Därefter kommer projektet att gå in i en period där politisk och mycket bredare vetenskaplig acceptans blir viktigt för att säkerställa i princip tillräckliga resurser för att byggandet ska kunna börja. Denna så kallade förberedande fas kommer att kräva ytterligare fyra år av detaljerat arbete som ska resultera i en mycket mer omfattande teknisk designrapport [TDR] och en kostnadsuppskattning på ±15%, av tillräcklig kvalitet för godkännande av statliga myndigheter. Efter detta, och med upprätthållande av ett tekniskt väldefinierat tidsschema, anländer vi till Under denna period försöker projektet komma med på listan över prioriteringar som stöds av det Svenska forskningsdepartementet för att sedan kunna föreslås

9 till och accepteras som en del av den europeiska planen för stora forskningsinfrastrukturer. Båda dessa steg kommer att kräva noggrann hantering av de politiska aspekterna, eftersom stöd från en nationell regering också betyder ett omfattande ekonomiskt stöd. Intensiva förhandlingar av den Svenska regeringen med regeringar i andra länder kommer att krävas för att säkerställa den återstående finansiering som behövs för prototyparbetet under förkonstruktionsfasen och i synnerhet därefter, för finansiering av byggfasen. Tidslinjen Vi kan naturligt dela upp förverkligandet av ESSνSB i följande fyra faser 1. Genomförbarhetsstudien, som nu är igång och varar fram till 2021, 2. Förkonstruktionsfasen och FoU, färdigställd 2025, 3. Byggfasen, från 2026 till 2035, 4. Datatagning, som varar från 2035 till 2067, Denna tidsplan skulle passa väl in i ESS konstruktionsperiod, som förutom slutförandet av instrumentpaketen på en annan del av ESS-området, kommer att vara avslutad år Vid denna tidpunkt kan byggandet av ESSνSB börja. Avsaknaden av avbrott i byggandet och idrifttagandet av ESS självt och kontinuiteten i utvecklingen som ESSνSB-projektet representerar är mycket viktigt. Colin Carlile 5 december 2018 Översättning till Svenska Kjell Fransson 8 februari 2019