Wie man Neutrinos versteht

Transkript

1 Hauptseminar Teilchenastrophysik und Kosmische Strahlung Neutrino-Astronomie Manuel Renz

2 Einführung -Historie -Eigenschaften von Neutrinos Überblick Solare Neutrinos (E<10MeV) -Neutrinoproduktion und flüsse -Experimente / Homestakexperiment, SNO -Neutrino-Oszillationen Neutrinos bei mittleren Energien -Supernova-Neutrinos -Atmosphärische Neutrinos / Super-Kamiokande Hochenergetische Neutrinos (E>500GeV) -Quellen -Experimenteller Nachweis

3 Einführung Geburt des Neutrinos (1930) Wolfgang Pauli ( ) ß - -Zerfall: n p + e - Energie- u. Impulserhaltungssatz sagen diskrete Positron-Energie voraus Pauli: Dreikörperzerfall n p + e - + υ e

4 Einführung - Savannah-River-Experiment (1956) Clyde Cowan Jr. Frederic Reines Nobelpreis 1995 für Reines (Cowan schon Flüssig-Szintillatoren verstorben) in H 2 O gelöstes CdCl 2

5 Einführung - Savannah-River-Experiment (1956) Nachweisreaktion: υ + p e + + e n Neutrinofluss vom Reaktor: e + e - γγ 1.6*10 Neutron wird durch Stöße abgebremst υ /( s* GW) Cd-Kern fängt n ein Übergang in Grundzustand Auftreten beider Signaturen erlaubt eindeutigen Nachweis obiger Reaktion N υ 20

6 Einführung - Neutrinoeigenschaften Leptonfamilien: Neutrinos haben Spin ½ Bisher nur Obergrenzen für Neutrinomassen bekannt Wirkungsquerschnitt: - im Allgemeinen sehr klein ~10-40 cm 2 - Wechselwirkungslänge für 1MeV Neutrino in Eisen 30Lj - wächst näherungsweise linear mit der Energie

7 Solare Neutrinos

8 Solare Neutrinos Entstehung im SSM pp - K e tt e CNO - Zy klus Reaktion Neutrinoenergie 2 + p + p H + e + υ p e e 0.42 MeV + e + p 2 H + υ MeV e 18.8MeV He + p He + e + υe 7 Be + e 7 Li + υ 0.86 MeV B 8 N O F Be e C + e N + e O + e υ + υ e + υ + υ e e e < 15 MeV < 1.2 MeV < 1.73 MeV < 1.73 MeV Erwarteter Fluss: Φ 6.5*10 14 m -2 s -1

9 Solare Neutrinos Flüsse Neutrinofluss: Kontinuum: cm -2 sec -1 Mev -1 Linien: cm -2 sec -1

10 Solare Neutrinos Das Homestakeexperiment (seit 1970) Raymond Davis Jr. ( ) Nobelpreis m tief in der Homestake Goldmine (South Dakota) Detektor: Mit 615t flüssigem C 2 Cl 4 gefüllter Tank dem zusätzlich eine kleine Menge stabiles Ar 36 (bzw. Ar 38 ) beigegeben wird. Expositionsdauer: Tage

11 Solare Neutrinos Das Homestakeexperiment Messprinzip: E S = 814keV υ e e Cl Ar Probleme: wegen E S nur Be 7 - und B 8 -Neutrinos keine Richtungsinformation sehr kleine Neutrinoeinfangraten: Ar 37 /d

12 Solare Neutrinos Solar Neutrino Problem Möglichkeit 1: SSM ist falsch Möglichkeit 2: Auf dem Weg Sonne Erde passiert etwas mit den υ e Neutrino- Oszillationen

13 Solare Neutrinos Neutrino-Oszillationen Neutrinos müssen (unterschiedliche!) Massen haben Flavour-EZ beschreiben WW mit Materie Propagation im Masseneigenzustand Maki, Nakagawa, Sakata: = υ υ υ υ υ υ τ τ τ μ μ μ τ μ U U U U U U U U U e e e e Flavour- Eigenzustände unitäre Mischungsmatrix Massen- Eigenzustände

14 Solare Neutrinos Neutrino-Oszillationen Neutrinos mit kleiner Energie oszillieren schneller!! einfacher: = 2 1 cos sin sin cos υ υ φ φ φ φ υ υ β α Δ = = L E m c P h 4 )*sin (2 sin ) ( φ υ υ υ υ β α α β Oszillationslänge: c m E L Osz Δ = h π

15 Solare Neutrinos Neutrino-Oszillationen Zur Prüfung des Modells notwendig: Experiment welches auf alle Neutrinoflavours sensitiv ist Messung des Gesamtflusses Weitere Anforderungen: - Richtungsinformation - Energiemessung - Erneute Messung des -Flusses υ e

16 Solare Neutrinos Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Ort: Inco s Creighton Mine 2092m unter der Erde (nur 3 kosm. μ pro h) Transparenter Acrylbehälter (12m Durchmesser) mit 1000t schwerem Wasser (D 2 O) 1700t H 2 O Array aus 9456 PMT s 5700t H 2 O zur Abschirmung gegen externe Radioaktivität

17 Solare Neutrinos SNO Nachweisreaktionen ( 8 B-Neutrinos): 1.Elastic Scatering (EC): gestreutes e - fliegt in Richtung des urspr. Neutrinos sensitiv auf alle Flavours aber größerer Wirkungsquerschnitt für Elektronneutrinos

18 Solare Neutrinos - SNO Nachweisreaktionen ( 8 B-Neutrinos): 2.Charged Current (CC): Energie des e - stark von der Neutrinoenergie abhängig präzise Messung des 8 B-Neutrino Energiespektrums möglich

19 Solare Neutrinos SNO Nachweisreaktionen ( 8 B-Neutrinos): 3.Neutral Current (NC): gleich sensitiv auf alle Flavours Messung des gesamten 8 B-Neutrinoflusses indirekter Nachweis der entstehenden Neutronen

20 Solare Neutrinos SNO Messergebnisse: φ ES = φ( υe) φ ( υμτ ) φ = φ( υ e ) CC φ φ( υ ) + φ( υμτ ) NC = e Fluss Myon-/Tauneutrinos Fluss Elektronneutrinos Gesamtfluss stimmt gut mit SSM-Vorhersage überein Messung entspricht Erwartung für Oszillationen (unter Berücksichtigung des MSW-Effekt)

21 Neutrino-Oszillationen Reaktorexperimente KAMLAND: υ e Messung des - Flusses von 51 Atomreaktoren aus ganz Japan Disappearence Oszillationen von υ e υ μ

22 Solare Neutrinos Zusammenfassung Neutrinos kommen aus der Sonne Bestätigung des Standard Sonnenmodell Entdeckung von Neutrino-Oszillationen

23 Neutrinos bei mittleren Energien

24 Supernova Neutrinos SN1987A Nachweis: υ e + p n + e + Irvine Michigan Brookhaven Kamiokande , Große Magellansche Wolke(17*10 4 LJ) ca Neutrinos integr. Fluss von 2*10 14 m -2 <E> 12 MeV einziger Nachweis extragalaktischer Neutrinos

25 Supernova Neutrinos SN1987A Obergrenze für υ e -Masse: Flugzeit eines Neutrinos mit Masse m und Energie E, bei 2 einer Flugstrecke L: L m + υ T * 1 2 c 2Eυ Aus Messungen von Energie- und Flugzeitunterschieden ergibt sich: m( υ e ) < 31eV Aber: Flugzeitunterschiede von Emissionszeit abhängig Hier: Alle Neutrinos wurden gleichzeitig emittiert

26 Atmosphärische Neutrinos Entstehung π + / K + μ + + π / K μ + υ μ υ μ μ + e + + υ + μ υ e μ e + υ μ + υ e ϕ ϕ υ μ + + ϕ ϕ υ μ υ e υ e = 2 (für kleine Energien) bei höheren Energien MC-Rechnungen für Schauerentwicklung notwendig Neutrinoenergien: GeV Wirkungsquerschnitt im Bereich des Flussmaximums: σ ~ cm 2 Detektorgröße ähnlich wie bei Solaren Neutrinos

27 Atmosphärische Neutrinos Super-Kamiokande 1000m unter dem Mt.Ikenoyama Höhe: 42m Durchmesser: 39m t Wasser (32000t innen 18000t außen) PMTs (innen) 1885 PMTs (außen) Energie: 4.5MeV-1TeV

28 Atmosphärische Neutrinos Super-Kamiokande Nachweis: μ υ + N l + e X Fully Contained Partially Contained

29 Atmosphärische Neutrinos Super-Kamiokande Messung: Sub Gev : E < 1. 33GeV υ Multi GeV : E > 1. 33GeV υ R = ( μ / e) /( μ / e) Daten MC 0.63 ± 0.03 ( stat.) ± 0.05 ( sys 0.65 ± 0.05 ( stat.) ± 0.08 ( sys.).) Entweder zuwenig Myonen oder zuviel Elektronen

30 Atmosphärische Neutrinos Super-Kamiokande Messung: Sub Gev : E > 1. 33GeV υ Multi GeV : E < 1. 33GeV υ R = ( μ / e) /( μ / e) Daten MC 0.63 ± 0.03 ( stat.) ± 0.05 ( sys 0.65 ± 0.05 ( stat.) ± 0.08 ( sys.).) e - -Ereignisse stimmen mit Erwartung überein!!

31 Atmosphärische Neutrinos Super-Kamiokande Messung: Sub Gev : E > 1. 33GeV υ Multi GeV : E < 1. 33GeV υ R = ( μ / e) /( μ / e) Daten MC 0.63 ± 0.03 ( stat.) ± 0.05 ( sys 0.65 ± 0.05 ( stat.) ± 0.08 ( sys.).) sin Δm 2 2 (2φ ) = 1 = 2.1*10 3 ev 2 Bester Fit: υμ υ τ -Oszillationen

32 Quellen Hochenergetischer Neutrinos

33 Astronomie Kosmische Strahlung vs. Neutrinos Kosmische Strahlung: geladene Teilchen: Ablenkung durch kosmische Magnetfelder

34 Astronomie Kosmische Strahlung vs. Neutrinos Kosmische Strahlung: Photonen: WW mit CMB, Absorption durch kosm. Staub ect. Neutronen: instabil, zerfallen auf dem Weg zur Erde (~ Lj)

35 Astronomie Kosmische Strahlung vs. Neutrinos Neutrinos: Keine Ladung zur Quelle zurückverfolgbar Keine Absorption, keine WW mit CMB, v c Allerdings: sehr kleine Wirkungsquerschnitte

36 Kosmische Strahlung Spektrum Energien bis zu 3*10 20 ev Wo und wie werden Teilchen auf solch gigantische Energien beschleunigt?

37 Kosmische Strahlung Entstehung Unterscheidung zwischen bottom-up und top-down Modellen: bottom-up: Kosmische Strahlung hat ihren Ursprung in kosmischen Beschleunigern. Galaktisch Quellen: - Supernova-Reste (SNR) -Pulsare Extragalaktische Quellen: - Gamma Ray Bursts (GRB) - Aktive Galaktische Kerne (AGN)

38 Kosmische Strahlung Hillas-Plot

39 Hochenergetische Neutrinos Entstehung Vorraussetzung: Teilchen wie z.bsp. Protonen werden auf sehr hohe Energien beschleunigt. Neutrino-Entstehung: WW von p der kosm. Str. mit Targetprotonen bzw. -photonen aus dem, den kosm. Beschleuniger umgebenden Gas bzw. Plasma p + p p + γ } { π 0 + π ± K + X ±

40 Hochenergetische Neutrinos GRB GRB: plötzlich auftretender Ausbruch von Gammastrahlung Dauer: s frei werdende Energie im Bereich einer Sonnenmasse GRB s sind selten: 1000/Jahr (1/Galaxie in 1 Million Jahre) Kinematik: Feuerballmodell Neutrinos aus -Resonanz: E υ ev Neutrinos aus Afterglow: E υ ev Fluss vom umgebenden Material abh.

41 Hochenergetische Neutrinos - AGN Blazare: Supermassives Schwarzes Loch ~ 10 7 M im Zentrum Stärkefluktuationen im Bereich von einer Stunde bis hin zu einigen Monaten Neutrinos aus hochenerg. Protonen Eventrate von 1 70 Events km -2 yr -1 (PeV-EeV) andere Modelle sagen Neutrinos im TeV-Bereich voraus Totale Blazar-Neutrino Eventrate: km -2 yr -1

42 Hochenergetische Neutrinos GZK-Effekt GZK = Greisen, Zatsepin, Kuzmin Protonen mit einer Energie von mehr als 5*10 19 ev können mit CMB-Photonen reagieren + p + γ Δ { p + π π + n + 0 John A. Cairns, Matthew D. Kistler, Michael S. Sutherland, Ohio State University

43 Kosmische Strahlung Entstehung GZK-Effekt limitiert Teilchenenergie bzw. die Reichweite von höchstenergetischen Teilchen Quellen von ev Teilchen müssen in unserer Nähe sein. Keine Quellen beobachtet top-down Modelle: Kosmische Strahlung ist Zerfallsprodukt anderer schwerer Teilchen wie z.bsp.: - WIMP-Zerfall - Zerfall von X-Teilchen - Einsturz topologischer Defekte

44 Hochenergetische Neutrinos Entstehung Neutrino-Entstehung: Neutralinos χ sammeln sich(gravitativ) im Zentrum eines Himmelskörpers(Sonne,Erde) an: χ + χ b + b a) b) χ + + χ W + W ( m ) χ < mw ( m ) χ > mw

45 Hochenergetische Neutrinos Zusammenhang mit Kosm. Strahlung Wenn dies die Quellen hochenergetischer Kosmischer Strahlung sind: Es muss hochenergetische Neutrinos geben Flüsse und Energiespektren der, in den Modellen vorausgesagten Neutrinos können berechnet werden abh. von Fluss und Energiespektrum der Kosmischen Strahlung Vergleich zukünftiger Messungen bietet Möglichkeit Modelle zu überprüfen

46 Experimenteller Nachweis

47 Hochenergetische Neutrinos Experimentelle Grundlagen Wegen kleiner Wirkungsquerschnitte und Flüsse riesiges Detektorvolumen notwendig Nutzung natürlicher Detektoren Medium: Eis oder Wasser + Erde als Filter Nachweisreaktion: υl + N l + Richtung des ursprünglichen Neutrinos muss rekonstruierbar sein Anordnung der opt. Nachweismodule in sog. Strings X Cherenkov-Licht

48 Hochenergetische Neutrinos Experimentelle Grundlagen Myon-Neutrinos: Bremsstrahlung und Paarerzeugung entlang der Myonspur; Reichweite des Cherenkovlichts gibt Aufschluss über Myonenergie

49 Hochenergetische Neutrinos Experimentelle Grundlagen Reichweite von Myonen: 1-10 km für TeV-μ km für EeV-μ V eff > V Det Eventrate atmosphärischer Myonen fünf Größenordnungen höher als die neutrinoinduzierter Myonen benutze nur aufwärts fliegende Myonen Neutrinoenergien >1PeV: Erde undurchsichtig nur horizontale oder von oben kommende Myonen

50 Hochenergetische Neutrinos AMANDA AMANDA: Antarctic Muon And Neutrino Detector Array Ort: geograph. Südpol Zuerst 86 PMTs an 4 Strings, dann weitere 338 an 9 Strings ( ). Abschließend weitere 252 PMTs an 6 Strings (2000) In dieser Konfiguration: effektive Fläche von m² für TeV-Myonen Energieschwelle ~ 50GeV

51 AMANDA Ergebnisse AMANDA-II Neutrino Skyplot Datennahme: aufwärts fliegende Myonen mit E>100GeV Anzahl liegt im Bereich der MC-Daten für atm. Neutrinos

52 AMANDA Ergebnisse großes effektives Volumen erlaubt Vermessung bis zu hohen Energien gute Hintergrundmessung für zukünftige Experimente

53 AMANDA Ergebnisse Punktquellen-Analyse: Beobachtungen kompatibel zu statistischen Backgroundfluktuationen Aber: 8 Events (4.7 Bckgr.) aus der Richtung des GeV-Blazars 3C273 und 10 Events (6.7 Bckgr.) aus der Richtung des Krebs-Nebels

54 Hochenergetische Neutrinos AMANDA ICECUBE AMANDA konnte das Funktionieren der Messmethode nachweisen Um Hochenergetische Neutrinos messen zu können, muss der Detektor auf 1km³ erweitert werden ICECUBE

55 Hochenergetische Neutrinos ICECUBE 80 Strings mit jeweils 60 PMTs Instrumentiertes Volumen: 1 km³ Baubeginn: (Australischer-) Sommer 04/05 Bauzeit: geplant 6 Jahre

56 Hochenergetische Neutrinos ICECUBE Flavour-Identifikation: Elektron-Neutrinos % der Energie in EM-Schauer; Rest in Targetfragmente zweiter Schauer; Schauerradius zwischen 130m (10TeV) 460m (10EeV) Energiemessung

57 Hochenergetische Neutrinos ICECUBE Flavour-Identifikation: τ -Zerfall Tau-Neutrinos τ -Spur -Reaktion υ τ υ τ Double-Bang-Events hadronischer Schauer der υ - Reaktion + myonähnliche Spur eines τ τ + Teilchenschauer vom Tauzerfall

58 Hochenergetische Neutrinos Wasser-Cherenkov-Detektoren Pionierarbeit durch DUMAND und BAIKAL ANTARES: Astronomy with a Neutrino Telescop and Abyss enviromental RESearch Ort: Mittelmeer, 40km vor Toulon (Frankreich) 12 Strings mit 75 PMTs instrumentierte Fläche: 0.06 km² Weiter Experimente: Nestor, Nemo Bau von KM3-Net im Mittelmeer geplant

59 Hochenergetische Neutrinos Wasser vs. Eis Wasser Eis + große Tiefen + PMTs ändern Position nach Installation nicht + Austausch defekter Bauteile + leichte Installation - K 40 -Zerfälle - Lufteinschlüsse im Eis oberhalb 1400m - Biolumineszenz mal mehr Streueffekte durch Staub - starke Lichtabsorption ab 400nm - ungünstige Lage

60 Hochenergetische Neutrinos Andere Ansätze Akustische Detektion: AUTEC: Atlantic Undersea Test and Evaluation Center E 100EeV > υ Radiodetektion: RICE, SALSA ANITA: ANtarctic Impulsive Transient Antenna Eυ > 10PeV

61 Zusammenfassung Solare Neutrinos wurden beobachtet Neutrinooszillationen wurden entdeckt Bisher einziger Nachweis extragalaktischer Neutrinos von der Supernova SN1987A Entstehung Kosmischer Strahlung in bottom-up und top-down Modellen Diese Modelle erzwingen die Existenz hochenergetischer Neutrinos Nachweis in Eis- oder Wassercherenkovdetektoren mit einem Mindestvolumen von 1km 3

62 N.Schmitz: Neutrinophysik Quellen H.V. Klapdor-Kleingrothaus/K. Zuber : Teilchenastrophysik Francis Halzen: Lectures on High-Energy Neutrino Astronomy astro-ph/ Christian Spiering: High Energy Neutrino Astronomy: The Experimental Road astro-ph/ SNO-Homepage: Super-Kamiokande Homepage: AMANDA-Homepage: H.Blümer/G.Drexlin: Vorlesung Neutrinophysik WS 05/06 Achim Denig: Vorlesung Teilchenphysik für Fortgeschrittene WS 05/06