Neutrinos. Geschichte und Geschichten zum Nobelpreis 2015

Transkript

1 Neutrinos Geschichte und Geschichten zum Nobelpreis 2015 Christian Spiering, Zeuthen,

2 NEUTRINOS SIND ÜBERALL

3 Urknall (330 ν/cm³) Supernova (Sternkollaps) Sonne ( pro cm² s) Teilchenbeschleuniger Erdkruste ( pro cm² s) Erdatmosphäre (~1 pro cm² s) Kernreaktoren Kosmische Beschleuniger 3

11 Urknall (330 /cm³) ev 4-6 MeV Supernova (Sternkollaps) Sonne ( pro cm² s) MeV Bis ~100 GeV Teilchenbeschleuniger Erdkruste ( pro cm² s) Kernreaktoren MeV MeV GeV Bis über GeV Erdatmosphäre (~1 pro cm² s) Kosmische Beschleuniger 11

12 Urknall (330 ν/cm³) ev 4-6 MeV Supernova (Sternkollaps) Sonne ( pro cm² s) MeV Bis ~100 GeV Teilchenbeschleuniger Erdkruste ( pro cm² s) Kernreaktoren MeV MeV GeV ~4000 pro Sekunde Bis über GeV Erdatmosphäre (~1 pro cm² s) Kosmische Beschleuniger 12

13 Urknall (330 ν/cm³) ev 4-6 MeV Supernova (Sternkollaps) Sonne ( pro cm² s) MeV Bis ~100 GeV Teilchenbeschleuniger Erdkruste ( pro cm² s) Kernreaktoren MeV MeV ~5000 GeV pro Sekunde Bis über GeV Erdatmosphäre (~1 pro cm² s) Kosmische Beschleuniger 13

14 Neutrinos in der Musik 14

15 Neutrinos in der Musik 15

16 Neutrinos in der Musik und beim Bergsteigen 16

17 Das Teilchen, das die Götter lieben 17

18 Das Teilchen, das die Götter lieben 1988 L. Lederman, M. Schwartz, J. Steinberger für die Neutrinostrahl-Methode und die Entdeckung des Myon-Neutrinos 1995 F. Reines für die Entdeckung des Neutrinos 2002 R. Davis, M.Koshiba für den Nachweis kosmischer Neutrinos 2015 T. Kajita, A. McDonald für die Entdeckung von Neutrino-Oszillationen, woraus folgt, daß Neutrinos eine Masse haben 18

19 Das Teilchen, das die Götter lieben 1988 L. Lederman, M. Schwartz, J. Steinberger für die Neutrinostrahl-Methode und die Entdeckung des Myon-Neutrinos 1995 F. Reines für die Entdeckung des Neutrinos 2002 R. Davis, M.Koshiba für den Nachweis kosmischer Neutrinos 2015 T. Kajita, A. McDonald für die Entdeckung von Neutrino-Oszillationen, woraus folgt, daß Neutrinos eine Masse haben 19

20 WIE ALLES BEGANN DEZEMBER 1930

21 Lise Meitner

22 Wolfgang Pauli

23 Energieverteilung der Elektronen aus dem β - Zerfall Anzahl Energie Erwartetes Spektrum A 1 A 2 + e -

24 Energieverteilung der Elektronen aus dem β - Zerfall Anzahl Energie Erwartetes Spektrum A 1 A 2 + e - + n

25 Energieverteilung der Elektronen aus dem β - Zerfall Anzahl Energie Erwartetes Spektrum A 1 A 2 + e - + ν

26 Energieverteilung der Elektronen aus dem β - Zerfall Anzahl Energie Erwartetes Spektrum A 1 A 2 + e - + ν e

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29 Enrico Fermi entwickelt die Theorie des β-zerfalls und der schwachen Wechselwirkung

30 Ich habe etwas Schreckliches getan 1934 Hans Bethe und Rudolf Peierls berechnen, dass die Reaktionswahrscheinlichkeit von Neutrinos billionenfach geringer sein muss als die von Elektronen. Bei Energien von einigen MeV: Pauli: Ich habe etwas Schreckliches getan. Ich habe ein Teilchen vorhergesagt, das man niemals entdecken können wird!

31 Fred Reines, Entdecker des Neutrinos

32 Kernreaktoren als Neutrinoquelle 1953: Hanford Reaktor Clyde Cowan Fred Reines 1955: viel stärkerer militärischer Reaktor in Savannah River 32

33 Savannah River: Entdeckung 1956 Nobelpreis 1995 Signalfolge einer Neutrinoreaktion: positron neutron 33

34 Savannah River: Entdeckung 1956 Nobelpreis 1995 Warum erst so spät? 34

35 Paulis Antwort auf Reines Erfolgsmeldung 35

36 Bruno Pontecorvo Mr. Neutrino

37 Bruno Pontecorvo Geboren 1913 in Pisa : Ingenieurstudium in Pisa, dann Physik in Rom Ab 1934: Mitglied der Gruppe von Fermi, beteiligt an Entdeckung d. induzierten Radioaktivität Fermi: scientifically one of the brightest men to whom I have come into contact in my scientific career 1936: nach Paris, zu Frederic und Irene Joliot-Curie 1938: USA Arbeit für Ölbohrfirmen ( Neutron-Logging ) Keine Teilnahme an Manhattan Project (zu viele kommunistische Verbindungen!)

38 Bruno Pontecorvo 1943: Kanada (Reaktorbau, Teilchendetektoren, Eigenschaften von Myonen, kosmische Strahlen) 1946: Vorschlag der radio-chemischen Detektion von Neutrinos, die später zur Entdeckung der Sonnenneutrinos führte (Nobelpreis Raymond Davis 2002) 1948: Wechsel nach Harwell (England), Nuclear Physics Division August 1950: Nach einem Urlaub in Italien verschwindet Pontecorvo samt Familie von der Bildfläche (wie sich später zeigt in die UdSSR) Pontecorvo ein Meisterspion?? (ziemlich sicher NEIN) : Experimente am Dubna Synchrozyklotron

39 Bruno Pontecorvo 1956: Dubna wird Internationales Institut und Pontecorvo wird international wieder sichtbar. 1957/58: Erste Ideen zu Neutrino Oszillationen 1959: Vorschlag wie man die Existenz eines zweiten Neutrinotyps testen kann (Myon-Neutrino, ν µ ) 1962: Entdeckung des ν µ durch Lederman, Schwartz und Steinberger (Nobelpreis 1988) : Gegenwärtige Formulierung der Oszillationshypothese. Vorhersage eines Defizits von Sonnenneutrinos 1993: Pontecorvo stirbt in Dubna

40 Bruno Pontecorvo 1956: Dubna wird Internationales Institut und Pontecorvo wird international wieder sichtbar. 1957/58: Erste Ideen zu Neutrino Oszillationen 1959: Vorschlag wie man die Existenz eines zweiten Neutrinotyps testen kann (Myon-Neutrino, ν µ ) 1962: Entdeckung des ν µ durch Lederman, Schwartz und Steinberger (Nobelpreis 1988) : Gegenwärtige Formulierung der Oszillationshypothese. Vorhersage eines Defizits von Sonnenneutrinos 1993: Pontecorvo stirbt in Dubna 2015: Nobelpreis an Art McDonald and Takaaki Kajita für die endgültige Bestätigung von Neutrino-Oszillationen, nahezu 23 Jahre nach Pontecorvos Tod

41 Bruno Pontecorvo

42 Bruno Pontecorvo

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44 Pontecorvo: Wie weist man Neutrinos nach? 1946: Vorschlag der radio-chemischen Detektion von Neutrinos 44

45 Raymond Davis: Nachweis von Sonnenneutrinos : Das Homestake-Experiment 600 Tonnen Perchloräthylen 45

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47 Mögliche Gründe Experiment falsch? (d.h. weniger empfindlich als angenommen) Sonnenmodell falsch? Neutrinos machen irgendwas Unerwartetes? 47

48 Neutrinos Photonen 4 H 4 He ν e ν e e + e +

49 H He im Detail H. Bethe W. Fowler

51 H He im Detail H. Bethe 2009 W. Fowler 1969

53 Der KAMIOKA-Detektor

54 Der KAMIOKA-Detektor

55 Der KAMIOKA-Detektor ν e e -

56 Mögliche Gründe Experiment falsch? (d.h. weniger empfindlich als angenommen) Sonnenmodell falsch? Neutrinos machen irgendwas Unerwartetes? 56

58 Die Gallium-Germanium-Detektoren Ab 1990: SAGE (Kaukasus) & GALLEX (Gran Sasso Laboratorium, Italien) (registriert auch Neutrinos aus der pp-reaktion) 71 Ga 71 Ge 58

59 . etwas Unerwartetes! 59 Mögliche Gründe Experiment falsch? (d.h. weniger empfindlich als angenommen) Sonnenmodell falsch? Neutrinos machen

60 . etwas Erwartetes! 60 Mögliche Gründe Experiment falsch? (d.h. weniger empfindlich als angenommen) Sonnenmodell falsch? Neutrinos machen

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62 : Pontecorvo diskutiert die Möglichkeit von ν anti-ν Oszillationen 1962: Z. Maki, M. Nakagawa, S. Sakata schlagen vor, dass die beobachteten Neutrinozustände (damals: ν e und ν µ ) aus wahren Neutrinozuständen (ν 1 und ν 2 ) zusammengesetzt sind. Die Stärke dieser Mischung wird durch den Mischungswinkel θ beschrieben.

63 , Pontecorvo: ν e linksdrehend anti-ν e linksdrehend Weil nur linksdrehende Neutrinos und rechtsdrehende Anti-Neutrinos an schwachen Wechselwirkungen teilnehmen, müssten 50% der Neutrinos verschwinden. Pontecorvo sagt schon 1967 ein Defizit von Sonnen- Neutrinos voraus! 1969: Pontecorvo und Gribov: ν e ν µ Oszillationen. Beschreibung der zeitlichen Entwicklung eines anfänglich reinen ν e oder ν µ Zustandes.

64 Neutrino-Oszillationen L

65 Neutrino-Oszillationen L P(ν μ ν e ) = sin 2 2θ sin 2 ( 127. Δm E 2 L ) θ = Mischungswinkel, m² = m 1 ² - m 2 ², E = Energie, L = Wegstrecke

66 Neutrino-Oszillationen Neutrinos müssen eine Masse haben! P(ν μ ν e ) = sin 2 2θ sin 2 ( 127. Δm E 2 L ) θ = Mischungswinkel, m² = m 1 ² - m 2 ², E = Energie, L = Wegstrecke

67 Neutrino-Oszillationen Bruno Pontecorvo and Samoil Bilenky Endgültige Formulierung der Theorie der Neutrino-Mischung und Neutrino Oszillation.

68 Materie-Oszillationen (MSW effect) Lincoln Wolfenstein, Stanislav Mikheev und Alexei Smirnov, finden den Mechanismus der Materie-Oszillationen (z.b. in der Sonne und in der Erde!)

69 Sonnen-Neutrinos und der MSW-Effect Elektron-Neutrino Myon-Neutrino Tau-Neutrino

70 4 H 4 He ν e ν e e + e + 100% Neutrino Flux from the Sun 80% 60% 40% Gallex/Sage Super-K Cl 20% 0% from W. Hofmann

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72 SNO Sudbury Neutrino Observatory, Kanada Gefüllt mit schwerem Wasser Art McDonald

73 Deuterium ν e + D p + p + e ν x + D ν x + p + n ν x + e ν x + e

74 ν e Deuterium Atoms in SNO Tank ν ν p p n p n Neutrino Flux From the Sun e 100% ν e ν µ ν τ Charged Current only ν e 80% Neutral Current all ν 60% 40% ν e from W. Hofmann 20% 0% Neutrino Oszillationen!

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76 Atmospherische Neutrinos kosmisches Proton e + µ + π + ν e ν µ ν µ

77 1980er Zu wenig Myon-Neutrinos von unten? Widersprüchliche Resultate von.verschiedenen Detektoren Detektor-Effekte oder. Neutrino-Oszillationen?

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79 Takaaki Kajita, Super-Kamiokande electron events muon events cosmic ray Earth ν L Θ von unten von oben von unten von oben 79

80 Takaaki Kajita, Super-Kamiokande P(ν μ νν X ) e = sin 2 2θ sin 2 ( 127. Δm E 2 L ) cosmic ray Earth ν L Keine Oszillationen ν-zerfall Θ Oszillationen 80

81 Sonnen- und Reaktor-Neutrinos: Δm 2 12 = ev 2 θ 12 = 34 Reaktor- und Beschleuniger-Neutrinos: Δm 2 13 = ev 2 Atmosphärische Neutrinos und Neutrinos von Beschleunigern: θ 13 = 8.5 (±0.3 ) Δm 2 23 = ev 2 θ 23 = 45 (±7 ) m ij ² = m i ² - m j ²

82 IceCube IceTop air shower detector 81 pairs of water Cherenkov tanks 1450m 2450m IceCube 86 strings including 8 Deep Core strings 60 PMT per string DeepCore 8 closely spaced strings 2820m 82