Neutrinos von der Sonne

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1 Neutrinos von der Sonne Hauptseminar Sarah Andreas 16. Mai 2006 Betreuer: Dr. Oliver Pooth

2 Inhaltsverzeichnis Inhaltsverzeichnis 2 1 Einleitung 4 2 Die Sonne Bedeutung solarer Neutrinos Entstehung solarer Neutrinos pp-kette CNO-Zyklus Vergleich pp-kette und CNO-Zyklus Standard-Sonnenmodell Zusammenfassung der neutrinoliefernden Reaktionen in der Sonne 16 3 Experimente Besonderheiten solarer Neutrino - Experimente Experimenttypen

3 3.2.1 Radiochemische Experimente Realzeit-Experimente Vergleich radiochemische und Realzeit- Experimente Homestake GALLEX und SAGE Kamiokande und Super-K Sudbury Neutrino Observatory Solares Neutrino Problem Astrophysikalische Effekte Neutrino-Eigenschaften Neutrino-Oszillationen als Erklärung Ergebnisse von SNO Oszillationen Literaturverzeichnis 56 Abbildungsübersicht 58 Tabellenübersicht 59 3

4 Kapitel 1 Einleitung Nach dem das von Pauli 1930 postulierte Neutrino (von ihm noch Neutron genannt) 1956 von Cowan und Reines an einem Reaktor nachgewiesen wurde, begannen auch erste experimentelle Versuche Neutrinos von der Sonne zu beobachten. Dazu soll Kapitel 2 zunächst verdeutlichen, worin das Interesse an solaren Neutrinos begründet ist und welche Informationen von ihnen zu erwarten sind. Desweiteren werden die genauen Reaktionen und Abläufe in der Sonne, die zur Entstehung der solaren Neutrinos führen erläutert. Damit sind bestimmte Aussagen zu den erwarteten solaren Neutrino-Flüssen sowie deren Flussspektren möglich, die für die Betrachtung der verschiedenen Experimente notwendig sind. Eine genaue Untersuchung der beiden vorzufindenden Experimenttypen wird anschließend in Kapitel 3 gegeben. Dabei werden Eigenschaften sowie Unterschiede und Gemeinsamkeiten der solaren Neutrino-Experimente dargelegt. Die durchgeführten Experimente beider Typen sowie die jeweils ablaufenden Nachweisreaktionen werden näher erläutert und hinsichtlich ihrer Ergebnisse vorgestellt. 4

5 Ein Vergleich dieser Messungen der ersten Experimente mit denen in Kapitel 2 gemachten Vorhersagen wird in Kapitel 4 die Entstehung des Solaren Neutrino Problems veranschaulichen. Dieses über Jahrzehnte ungelöste Problem stellte die Physikerwelt vor ein großes Rätsel und verlangte nach einer Erklärung. Die dazu vorgeschlagenen Erklärungsmöglichkeiten werden diskutiert und können teilweise mit Gegenargumenten ausgeschlossen werden. In Kapitel 5 wird die nach diesen Überlegungen verbleibende plausibelste Erklärung, die Neutrino-Oszillationen, genauer untersucht. Eine Überprüfung anhand von Messergebnissen zeigt, dass damit das Problem der solaren Neutrinos nach drei Jahrzehnten gelöst werden konnte. 5

6 Kapitel 2 Die Sonne Die Sonne ist die signifikanteste (natürliche) Neutrinoquelle in unserem Sonnensystem und liefert eine sehr große Anzahl Neutrinos. Pro Sekunde entstehen im Sonneninnern Neutrinos. Auf der Erde, in einem Abstand von einer Astronomischen Einheit ( 150 Millionen Kilometer), treffen dann davon noch ungefähr 100 Milliarden Neutrinos pro Sekunde auf eine Fläche von der Größe eines Daumennagels (1 cm 2 ). Aufgrund ihres sehr kleinen Wirkungsquerschnittes dringen sie jedoch fast ohne Wechselwirkung durch Materie hindurch und werden während der Lebenszeit eines Menschen nur ca. ein Mal von einem Atom im menschlichen Körper eingefangen. In verschiedenen Reaktionen entstehen Elektron-Neutrinos ν e verschiedener Energien, die einen großen Energiebereich (0 19 MeV) überdecken. Zunächst ist es wichtig zu verstehen warum ein so großes Interesse an solaren Neutrinos besteht und welche Informationen man aus ihnen gewinnen kann. Außerdem müssen die Besonderheiten der solaren Neutrinos in ihren Flüssen und Flussspektren betrachtet werden. 6

7 2.1 Bedeutung solarer Neutrinos Die Beobachtung und Untersuchung solarer Neutrinos ist sehr wichtig, da sie verschiedene Informationen zum einen über die Sonne und zum anderen auch über die Neutrinos selbst liefern können. Auf Grund ihres kleinen Wirkungsquerschnittes liefern die Neutrinos direkte und ungestörte Auskunft über die Vorgänge im Sonneninneren. Nach ihrer Erzeugung in den Fusionsreaktionen im Sonneninneren können sie fast ohne weitere Wechselwirkungen mit der Sonnenmaterie die Sonne verlassen und erreichen bereits nach ca. 8.3 Minuten die Erde. Im Gegensatz dazu wechselwirken die bei den Fusionsprozessen ebenfalls freiwerdenden Photonen auf dem Weg zur Sonnenoberfläche mehrfach, z.b. durch Paarbildung oder Compton- Effekt. Ihre Flugbahn erleidet dadurch ständige Richtungsänderungen, sodass sie sich nicht direkt radial nach außen bewegen. Ihre mittlere freie Weglänge durch das Sonnenplasma ist sehr klein und somit die mittlere Zeit zum Erreichen der Sonnenoberfläche sehr lang. Die solaren Neutrinos eignen sich außerdem besonders gut dazu, neue Eigenschaften der Neutrinos selbst zu untersuchen. Auf ihrem Weg vom Entstehungsort in der Sonne zum Detektor auf der Erde legen sie eine große Strecke zurück und durchqueren dabei zudem verschiedene Materiedichten. Dies ermöglicht es, eventuelle Oszillationen zwischen verschiedenen Neutrinoflavourn sowohl im Vakuum als auch in Materie zu erforschen. Aus genannten Gründen ist es sehr interessant, Experimente zur Beobachtung solarer Neutrinos zu entwerfen. Dennoch werden sich dabei, wie sich in Kapitel 3 zeigen wird, einige experimentelle Schwierigkeiten im Nachweis vor allem der solaren Neutrinos ergeben. Hierbei wird sich der kleine Wechselwirkungsquerschnitt, der zum ungestörten Verlassen der Sonne noch von Vorteil war, als Hindernis für die Neutrinobeobachtung erweisen. Erschwerend kommt bei den solaren Neutrinos hinzu, dass sie häufig zu kleine Energien besitzen im Vergleich zu den experimentellen Energieschwellen, wie in Kapitel 2.4 noch diskutiert wird. 7

8 2.2 Entstehung solarer Neutrinos Im Sonneninneren laufen bei einer Temperatur von ca Millionen Kelvin verschiedene Fusionsreaktionen ab. Dies geschieht wegen der hohen benötigten Energien nur in den inneren 20% des Sonnenradius. Es handelt sich dabei um eine exotherme Fusion von Wasserstoff zu Helium, die in der Gesamtreaktionsgleichung (2.1) zusammengefasst werden kann. 4 p 4 He + 2 ν e + 2 e MeV (2.1) Anhand dieser Reaktionsgleichung lässt sich grob abschätzen, wie groß der auf der Erde zu erwartende Fluss an solaren Neutrinos ist. Da von der bei der Fusion freiwerdenden Energie im Mittel nur ungefähr 2% als kinetische Energie auf die Neutrinos entfallen, bleiben pro Zyklus ca. 26 MeV als Photonenenergie. Außerdem werden pro Zyklus zwei Neutrinos frei. Man kann also sagen, dass pro erzeugtes Neutrino auch 13 MeV an Photonenenergie frei werden. Die Solarkonstante S gibt die oberhalb der Erdatmosphäre gemessene Strahlungsleistung der Sonne, bei mittlerem Sonnenabstand und senkrechtem Strahleinfall pro Flächeneinheit, an. Sie beträgt: S = 1367 W m 2 = 1367 J m 2 s = 11 MeV m 2 s (2.2) Damit kann nun die Größenordung des Neutrino-Flusses auf der Erde abgeschätzt werden, indem man diese Solarkonstante durch die 13 MeV Photonenenergie pro Neutrino teilt. φ νe = S 13 MeV cm 2 s 1 (2.3) 8

9 Dieser Wert stimmt recht gut mit den Vorhersagen überein, wie sie das Standard-Sonnenmodell (vgl. Kapitel 2.3) macht. Die Reaktion, die in Gleichung (2.1) beschrieben wird, läuft hauptsächlich auf zwei verschiedenen Wegen ab: diese beiden, die als pp-kette bzw. CNO- Zyklus bezeichnet werden, sollen im Folgenden genauer betrachtet werden. Außer diesen beiden Prozessen finden in Sternen noch weitere Reaktionen zur Energieerzeugung statt. Da diese erst ab sehr viel höheren als in unserer Sonne vorliegenden Temperaturen beitragen, sind sie für das Verständnis der solaren Neutrinos irrelvant und werden in diesem Zusammenhang nicht näher untersucht pp-kette Die pp-kette ist die Reaktion, die im Leben eines Sternes als erstes zündet, sobald seine Temperatur ausreicht den Fusionprozess zu starten (T K). Sie ist die dominierende Reaktion im frühen Leben eines Sternes bei noch geringen Temperaturen. Bei höheren Temperaturen setzen dann zunehmend noch weitere Prozesse ein. In unserer Sonne bei einer Kern-Temperatur T C von 15.6 Millionen Kelvin liefert die pp-kette mit 98.4% den überragenden Beitrag zur solaren Energieerzeugung. Der genaue Ablauf der einzelnen Reaktionsketten ist in Abbildung 2.1 dargestellt. Der Übersichtlichkeit halber wird die pp-kette meist in drei Unterzweige aufgeteilt. Diese sind in Abbildung 2.1 farblich getrennt und werden als PP I bis PP III bezeichnet, wobei PP I der am häufigsten ablaufende Zweig ist und PP III am seltensten abläuft. 1 Es handelt sich um die sogenannten 3α-Prozesse, Sauerstoff- und Kohlenstoffbrennen und weitere Prozesse bei denen schwerere Elemente beteiligt sind. 9

10 Abbildung 2.1: Reaktionsabläufe der Fusionsprozesse in der pp-kette. Bei jedem Durchlauf eines Reaktionszweiges findet unterm Strich nach Herauskürzen aller auf beiden Seiten des Reaktionspfeils auftretender Teilchen immer die Reaktion der Gleichung (2.1) statt. Es gibt zwei mögliche Reaktionen mit denen die pp-kette beginnen kann, wobei mit 99.75% die Fusion von zwei Protonen zu Deuterium die häufigste Startreaktion ist. Aus diesem Grund nehmen die in dieser Reaktion gebildeten Neutrinos, die als pp-neutrinos bezeichnet werden, den größten Beitrag im solaren Neutrino-Fluss ein. Im Allgemeinen ist es üblich die Neutrinos nach den Edukten der sie liefernden Reaktion zu benennen. 10

11 Es gibt insgesamt in der pp-kette die folgenden fünf Reaktionen in denen Neutrinos entstehen, die dann die angegebenen Namen tragen: p + p D + e + + ν e pp-neutrinos (2.4) p + e + p D + ν e pep-neutrinos (2.5) 3 He + p α + e + + ν e hep-neutrinos (2.6) 7 Be + e 7 Li + ν e 7 Be-Neutrinos (2.7) 8 B 8 Be + e + + ν e 8 B-Neutrinos (2.8) Je nachdem, in welcher Reaktion die Neutrinos entstehen, ergeben sich Unterschiede sowohl für die Neutrino-Flüsse also auch die Flussspektren. Um Auskünfte über den Anteil der jeweiligen Neutrinos am gesamten solaren Fluss zu erhalten, muss man betrachten, wie häufig die sie liefernde Reaktion abläuft. Außerdem muss man berücksichtigen, ob bei der Reaktion zwei oder drei Teilchen im Endzustand sind, da sich dadurch Unterschiede in den Energien ergeben. Bei den Reaktionen (2.4), (2.6) und (2.8) liegen drei Teilchen im Endzustand vor, sodass die gebildeten Neutrinos kontinuierliche Energiespektren besitzen. Die Neutrinos aus den Reaktionen (2.5) und (2.7) entstehen in Reaktionen mit zwei Teilchen im Endzustand und haben deshalb diskrete Linien, wobei es bei den 7 Be-Neutrinos je nach Anregungszustand zwei Linien gibt. Läuft eine Reaktion mit großer Wahrscheinlichkeit ab, so ist auch der Anteil dieser Neutrinos im gesamten solaren Neutrino-Fluss groß. Dies zeigt sich vor allem in den pp-neutrinos, deren Anteil am solaren Neutrino-Fluss mit 91% dominant ist, da die Reaktion (2.4) die am häufigsten in der Sonne ablaufende Reaktion ist. Graphisch werden die Unterschiede und Besonderheiten der Neutrino-Flüsse und Flussspektren in Kapitel 2.4 verdeutlicht. 11

12 2.2.2 CNO-Zyklus Für die Benennung dieses Zyklus sind die drei an der Reaktion beteiligten Elemente Kohlenstoff C, Stickstoff N und Sauerstoff O (vgl. Abbildung 2.2) maßgeblich. Er wird auch oft nach den beiden Entdeckern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker als Bethe-Weizsäcker-Zyklus bezeichnet. Abbildung 2.2: Darstellung der beim CNO-Zyklus ablaufenden Reaktionen [1] Im Vergleich zur pp-kette trägt der CNO-Zyklus in der Sonne mit nur 1.6% deutlich geringer zur Energieerzeugung bei. Dies liegt daran, dass der CNO- Zyklus eine stärkere Temperaturabhängigkeit hat und höhere Temperaturen benötigt als die pp-kette. Aus diesem Grund läuft der CNO-Zyklus auch noch weiter im Sonneninnnern ab als die pp-kette. Ähnlich zur pp-kette werden auch hier, wie in Abbildung 2.2 zu erkennen ist, letztlich vier Protonen zu einem Helium-Kern fusioniert. Im Gegensatz zur 12

13 pp-kette sind allerdings schwere Kerne an der Reaktion beteiligt. Ausgehend von dem 12 C-Kern oben in der Mitte findet zunächst ein Protoneneinfang statt. Im weiteren Verlauf des Zyklus kommt es insgesamt zu vier Protoneneinfängen. So entstehen zweimal instabile Kerne ( 13 N und 15 O), die in einem β + -Zerfall unter Freisetzung eines Positrons und eines Neutrinos zerfallen. Am Ende eines Zyklus spaltet in einem α-zerfall der 15 N-Kern ein Alphateilchen ab und bildet den 12 C-Kern vom Ausgang der Reaktionskette wieder zurück. Damit wurde 12 C in der Reaktion nur als Katalysator verwendet. Wie in Abbildung 2.3 erkennbar ist, besteht der gesamte Zyklus nicht nur aus dem in Abbildung 2.2 gezeigten Ring, sondern aus drei ineinandergreifenden Zyklen. Allerdings sind die beiden Nebenzweige mit 1% nur sehr gering bevölkert und liefern deshalb nur einen untergeordneten Beitrag zur Energieerzeugung. Ihre Bedeutung für die Elementgenese ist jedoch sehr groß, da in den Nebenzweigen auch schwerere Elemente gebildet werden. Abbildung 2.3: Darstellung aller zum CNO-Zyklus gehörenden Reaktionsketten inklusive der schwächer bevölkerten Nebenzweige [2] 13

14 Insgesamt entstehen somit vier Neutrinos in den Reaktionen des CNO- Zyklus, wobei die Neutrinos aus den Nebenzweigen ( 17 F - und 18 F -Neutrinos) nur geringe Beiträge zum Gesamt-Neutrino-Fluss liefern Vergleich pp-kette und CNO-Zyklus Die Temperaturabhängigkeit der beiden Abläufe ist aufgrund der beteiligten Kerne unterschiedlich. Die Kerne müssen gegen die Coulomb-Abstoßung in Kontakt gebracht werden, damit eine Reaktion mittels Tunneleffekt stattfinden kann. Da die Coulombbarrieren für die schweren beim CNO-Zyklus beteiligten Kerne größer sind, ist die zum Ablauf dieser Reaktionen benötigte Energie und damit auch die Temperatur höher. Abbildung 2.4: Vergleich der Temperaturabhängigkeit von pp-kette und CNO- Zyklus in Sternen allgemein. Aufgetragen sind die Energieerzeugungsrate ɛ normiert auf die Sterndichte ρ und den Wasserstoffmassenanteil X gegen die Temperatur in 10 6 Kelvin. Die Lage der Sonne ist bei ca. 15 Millionen Kelvin im pp-dominierten Bereich eingezeichnet [3] 14

15 In der graphischen Darstellung in Abbildung 2.4 ist zu erkennen, dass die pp-kette bereits bei Temperaturen von ungefähr 4 Millionen Kelvin einsetzt. Im Gegensatz dazu kann der CNO-Zyklus erst bei Temperaturen von mehr als 13 Millionen Kelvin ablaufen. Liegt die Temperaturen eines Sterns unter 18 Millionen Kelvin liefert zunächst noch die pp-kette den größten Teil der Energieproduktion. Wird die Temperatur jedoch noch größer, so nimmt der CNO-Zyklus aufgrund seiner größeren Temperaturabhängigkeit ( T 17 ) den dominanten Beitrag ein. Da unsere Sonne nur eine zentrale Kerntemperatur von T C = 15 Millionen Kelvin besitzt, liegt sie im Bereich in dem die pp-kette überwiegt. Bei schwereren und heißeren Sternen hingegen ist der CNO-Zyklus die Hauptenergiequelle. Dabei ist jedoch zu beachten, dass er nur in Sternen älterer Generation ablaufen kann und noch nicht in den ersten Sternen möglich war, da 12 C als Katalysator für die Reaktion vorhanden sein muss. 2.3 Standard-Sonnenmodell Alle Abläufe in der Sonne werden in dem sogenannten Standard-Sonnenmodell, kurz SSM, beschrieben. Die ersten Überlegungen und Berechnungen dazu wurden in den 1930ern entwickelt und maßgeblich von John Bahcall geprägt. Es gibt unterschiedliche Versionen, die sich in den Inputparametern unterscheiden und teilweise außer von John Bahcall auch von anderen Physikern stammen. Die aktuellste und allgemein anerkannte Version stammt jedoch von John Bahcall. Das Modell geht im Allgemeinen von den folgenden drei Annahmen aus. Zunächst muss vorausgesetzt werden, dass die Energieerzeugung in der Sonne auch tatsächlich durch die in Kapitel 2.2 erläuterte thermonukleare Fusion stattfindet. Des weiteren sollen diese Prozesse in sowohl hydrostatischem als 15

16 auch thermischem Gleichgewicht ablaufen. Außerdem wird das Sonnengas für sämtliche Berechnungen als ideales Gas behandelt. Unter diesen Annahmen ergeben sich dann Vorhersagen zu den Verzweigungsverhältnissen der einzelnen ablaufenden Kernreaktionen. Damit lassen sich dann auch die auf der Erde erwarteten Neutrino-Flüsse und -Flussspektren bestimmen. Zusammmengefasst sind die Ergebnisse dieser Berechnungen in dem folgenden Kapitel 2.4 dargestellt. 2.4 Zusammenfassung der neutrinoliefernden Reaktionen in der Sonne Die wichtigsten Eigenschaften der solaren Neutrinos sind in Tabelle 2.1 zusammengestellt. Darin sind alle neutrinoliefernden Reaktionen in der Sonne aufgeteilt, nach denen der pp-kette und des CNO-Zyklus. Die zweite Spalte gibt die jeweilige Kurznotation der Neutrinos an. Die dritte Spalte enthält bei Neutrinos mit kontinuierlichen Energiespektren die maximale Energie des Spektrums bzw. die Energie der Linie bei Neutrinos mit diskreter Energie. Die von dem in Kapitel 2.3 vorhergesagten Neutrino-Flüsse sind in der letzten Spalte zusammengefasst. Insgesamt wird ein solarer Neutrino-Fluss von φ tot ν = cm 2 s 1 (2.9) vorhergesagt. Dieser Wert liegt in der zuvor in Gleichung (2.3) abgeschätzten Größenordnung. Mit ca. 91% liefern die pp-neutrinos den Hauptbeitrag zum solaren Neutrino-Fluss. Graphisch sind die solaren Neutrino-Flüsse in Abbildung 2.5 zusammengestellt. Die in schwarz eingetragenen Flussspektren sind die der Neutrinos 16

17 aus der pp-kette. Bei den blau-gestrichelten Linien handelt es sich um die Spektren der Neutrinos aus dem CNO-Zyklus. Diese Graphik veranschaulicht noch einmal die wichtigsten Eigenschaften der solaren Neutrinos: Die pp-neutrinos liefern den Hauptanteil zum gesamten solaren Neutrino-Fluss (zu beachten ist die logarithmische Skala der y-achse). Sie sind jedoch energiearm, da ihre Maximalenergie nur bis 0.42 MeV reicht. Dies erschwert vor allem ihren experimentellen Nachweis, wie sich bei Betrachtung der Experimente in Kapitel 3 zeigen wird. Außerdem ist zu beachten, dass bei hohen Energien größer als ca. 2 MeV nur noch 8 B - und hep-neutrinos vorhanden sind. Tabelle 2.1: Übersicht über alle neutrinoliefernden Reaktionen in der Sonne, aufgeteilt in die der pp-kette und des CNO-Zyklus. In der zweiten und dritten Spalte sind die jeweiligen Kurznotationen und die Energien der Neutrinos angegeben. Die letzte Spalte enthält die von der aktuellen Version des SSM vorhergesagten Neutrino-Flüsse. 17

18 Die an den Linien eingetragenen Prozentzahlen geben die Unsicherheiten der SSM-Vorhersage auf die jeweiligen Flüsse an. Mit einem Fehler von weniger als 1% kann der Fluss der pp-neutrinos am genauesten vorhergesagt werden. Die mit 16% sehr viel größeren Unsicherheiten auf die Flüsse der 8 B - und hep-neutrinos resultieren aus den ungenauer bekannten nuklearen Wirkungsquerschnitten sowie aus der zum Teil sehr starken Temperaturabhängigkeit (z.b. φ ν ( 8 B) T 18 ). Abbildung 2.5: Flussspektrum der solaren Neutrinos. Aufgetragen ist der Neutrino-Fluss logarithmisch gegen die Neutrino-Energie. [4] 18

19 Kapitel 3 Experimente Seit in den 1950ern die ersten Experimente zum Nachweis solarer Neutrinos gestartet wurden, gab es bis heute mehrere verschiedene Experimente, die sich diesem Ziel gewidmet haben. In diesem Kapitel sollen die solaren Neutrino- Experimente hinsichtlich ihrer Besonderheiten und unterschiedlichen Nachweisverfahren behandelt werden. Zwischen den verschiedenen Experimenttypen lassen sich einige Gemeinsamkeiten aber auch deutliche Unterschiede beobachten. Zu den einzelnen Experimenttypen werden die Nachweismöglichkeiten und die Eigenarten behandelt sowie die jeweiligen Vertreter vorgestellt. 3.1 Besonderheiten solarer Neutrino - Experimente Trotz teilweise sehr großer Unterschiede zwischen den verschiedenen Experimenttypen gibt es zwei wesentliche Gemeinsamkeiten solarer Neutrino - Experimente: Sie haben ein großes Target und werden alle tief unter der Erde aufgebaut. 19

20 Bei allen Experimenten tritt das Problem auf, dass die Neutrinos wegen ihres sehr kleinen Wirkungsquerschnittes nur sehr schwer nachweisbar sind. Erschwerend kommt hinzu, dass der Hauptbeitrag im solaren Neutrino-Fluss, die pp-neutrinos, niederenergetisch sind und somit ihre Energie oft unterhalb der Nachweis-Schwellenenergie der Experimente liegt. Die Größenordnung der für den Nachweis solarer Neutrinos notwendigen Detektormassen lässt sich durch folgende Überlegung veranschaulichen. Als Einheit der experimentellen Neutrino-Einfangraten wird üblicherweise die Solar Neutrino Unit, kurz SNU, verwendet. Diese ist definiert als 1 SNU := Einfänge pro Targetatom und Sekunde (3.1) Dies entspricht ungefähr einer Neutrino-Wechselwirkung pro Tag alle Targetatome. Um dann in der Größenordnung eine Neutrino-Wechselwirkung pro Tag zu beobachten, muss die Anzahl der Kerne im Target in der Größenordung von liegen. Da dies einer Targetmasse von mehreren hundert Tonnen (beispielsweise H 2 O) entspricht, nehmen solare Neutrino-Experimente im Allgemeinen große Ausmaße an. Außerdem ist allen solaren Neutrino-Experimenten gemein, dass sie alle mehr als 1000 Meter weit unter der Erdoberfläche liegen. Dies resultiert daraus, dass die Experimente sehr gut gegen andere Strahlung, hauptsächlich Myonen aus der kosmischen Strahlung, abgeschirmt werden müssen, damit die schwachen Neutrino-Signale gegen das Untergrundrauschen zu identifizieren sind. 3.2 Experimenttypen Die bisher verwirklichten Experimente lassen sich in zwei Typen unterteilen: radiochemische Experimente und Realzeit-Experimente. Die beiden Typen unterscheiden sich darin, wie die Neutrinos nachgewiesen werden und haben 20

21 deshalb auch unterschiedliche Vor- und Nachteile. Auch die zu einem Typ gehörenden verschiedenen Experimente wurden teilweise unterschiedlich umgesetzt Radiochemische Experimente Bei radiochemischen Experimenten erfolgt der Elektron-Neutrino-Nachweis über zwei Reaktionsschritte. Wie in Reaktion (3.2) dargestellt erfolt zunächst ein Neutrino-Einfang durch den Kern B. Bei diesem inversen β-zerfall reagiert, wie in dem Feynman-Diagram 3.1 dargesellt, ein Neutron aus dem Kern mit dem Neutrino über den Austausch eines W-Bosons zu Proton und Elektron. Das entstandene Proton ist in Reaktion (3.2) an der um eins erhöhten Kernladungszahl von C zu erkennen. ν e + B(Z) C(Z + 1) + e (3.2) C(Z + 1) + e B(Z) + ν e (3.3) ν e e W + n p Abbildung 3.1: Feynman-Diagram des inversen β-zerfalls Der entstandene Kern muss dann über seinen Zerfall in der zur Reaktion (3.2) inversen Reaktion (3.3) nachgewiesen werden. Dabei wird meist ein Elektron aus der K-Schale eingefangen. Extrahiert man nun nach einer bestimmten Zeit die entstandenen Kerne C und zählt ihre Zerfälle z.b. in einem Proportionalzählrohr, so kann man auf die 21

22 Neutrinoeinfangrate zurückschließen. Je nach Experiment wird als B entweder 37 Cl (Chlor-Experimente) oder 71 Ga (Gallium-Experimente) verwendet. Dabei ist die Energieschwelle der Gallium-Reaktion mit 233 kev etwas niedriger als bei Chlor mit 814 kev. Die Vertreter dieses Experimenttyps sind Homestake als Chlor-Experiment und GALLEX sowie SAGE als Gallium-Experimente. Diese werden in den folgenden Kapiteln 3.3 und 3.4 noch im Detail behandelt Realzeit-Experimente Die bei Realzeit-Experimenten möglichen Reaktionen zum Neutrino-Nachweis hängen davon ab, ob man normales oder schweres Wasser als Target verwendet. In normalem Wasser kann nur die elastische Neutrino-Elektron-Streuung (Elastic Scattering, ES) stattfinden, deren Schwellenenergie mit ca. 5 MeV recht hoch ist. Dabei stößt das Neutrino (ν x = ν e, ν µ oder ν τ ) mit einem Elektron des Wassers nach der Reaktion (3.4) zusammen. (ES) ν x + e ν x + e (3.4) Das Rückstoßelektron ist scheller als die Lichtgeschwindigkeit in Wasser und kann somit anhand des ausgesandten Čerenkov-Lichtes von Photomultipliern detektiert werden. Dieser Ablauf ist schematisch in Abbildung 3.2 dargestellt. Aus der Lichtintensität des Čerenkov-Kegels lassen sich Rückschlüsse auf die Neutrino-Energie ziehen. Da man zudem davon ausgehen kann, dass die ursprüngliche Neutrino-Richtung in etwa mit der des Rückstoßelektrons übereinstimmt, erhält man aus der Form des Lichtmusters Auskunft über die Neutrino- Richtung. Die Unterscheidung zwischen einem nachgewiesenen Elektron- oder einem Myon-Neutrino ist nicht immer eindeutig und erfolgt anhand der Schärfe 22

23 des Ringes. Bei Myon-Neutrinos ergibt sich ein scharfer Ring, während er bei Elektron-Neutrinos verwaschen ist. Auch wenn die elastische Streuung (3.4) für alle drei Neutrino-Arten ablaufen kann, werden damit hauptsächlich Elektron-Neutrinos nachgewiesen. Dies liegt daran, dass der Wirkungsquerschnitt für Elektron-Neutrinos ungefähr sechs Mal größer ist als für Myon- bzw. Tau-Neutrinos. Abbildung 3.2: Schema der elastischen Neutrino-Elektron-Streuung mit Aussendung eines Čerenkov-Licht-Kegels. Das einfliegende Neutrino stößt ein Elektron aus dem Wasser, welches dann Čerenkov-Licht aussendet, da es eine höhere Geschwindigkeit besitzt als die Lichtgeschwindigkeit in Wasser. Das Čerenkov-Licht wird mit Photomultipliern an den Tankwänden nachgewiesen. [5] 23

24 Die Verwendung von schwerem statt normalem Wasser erlaubt außer der zuvor beschriebenen elastischen Neutrino-Elektron-Streuung (3.4) noch zwei weitere Neutrino-Deuteron-Reaktionen. Diese sind in den folgenden Reaktionsgleichungen sowie in Abbildung 3.3 zusammen mit der elastischen Streuung skizziert. (CC) ν e + D e + 2 p (3.5) (NC) ν x + D ν x + p + n (3.6) Die Reaktion (3.5) wird als Charged Current (CC) bezeichnet, da hier ein geladenes W-Boson ausgetauscht wird. Diese Reaktion kann jedoch nur für Elektron-Neutrinos ablaufen und hat eine Schwellenenergie von MeV. Der Nachweis erfolgt auch hier wie bei der elastischen Streuung über das Čerenkov-Licht des entstandenen Elektrons. Da bei der Reaktion (3.6) das Austauschteilchen ein ungeladenes Z-Boson ist, wird sie Neutral Current (NC) genannt. Wie in der Reaktionsgleichung durch ν x angedeutet, können an dieser Reaktion alle drei Neutrinos teilnehmen. Dabei ist im Gegensatz zur elastischen Streuung der Wirkungsquerschnitt flavourunabhängig, so dass die Reaktion (3.6) für alle drei Neutrinos gleich stark abläuft. Hier muss das entstandene Neutron nachgewiesen werden. Durch Stöße in dem schweren Wasser wird es auf thermische Energien abgebremst und schließlich unter Aussendung von Gammastrahlen von einem anderen Kern (z.b. zugegebenes Salz, NaCl) eingefangen. Diese Gammastrahlen können dann detektiert werden. Die Schwellenenergie dieser Reaktion ist mit MeV etwas höher als beim Charged Current. Ein Target aus reinem normalem Wasser wird in den beiden Experimenten Kamiokande und Super-Kamiokande verwendet (vgl. Kapitel 3.5). Als Schwer- Wasser-Čerenkov-Detektor wird das Sudbury Neutrino Observatory (SNO) in Kapitel 3.6 behandelt. 24

25 Abbildung 3.3: Mögliche Reaktionen um Neutrinos in Deuterium nachzuweisen: 1: Elastische Streuung (ES), hautpsächlich Elektron-Neutrinos, starke Richtungsabhänigkeit 2: Charged Current (CC), nur für Elektron-Neutrinos 3: Neutral Current (NC), flavourunabhängiger Wirkungsquerschnitt. [6] 25

26 3.2.3 Vergleich radiochemische und Realzeit- Experimente Beide Experimenttypen haben Vor- und Nachteile, die nun noch ein Mal zusammengestellt werden sollen. In Abbildung 3.4 ist das zuvor bereits gezeigte Flussspektrum der solaren Neutrinos zusammen mit den Energieschwellen der verschiedenen Experimenttypen gezeigt. Wie darin erkennbar, ist die niedrige Energieschwelle der radiochemischen Experimente von Vorteil, da dann auch niederenergetischere Neutrinos nachweisbar sind. Bei Gallium-Experimenten ist es sogar möglich die am häufigsten vorkommenden und am besten bekannten pp-neutrinos zu detektieren. Im Gegensatz dazu ist die notwendige Mindestenergie der Neutrinos bei den Wasser- Detektoren so hoch (MeV-Bereich), dass sie nur für die ungenau vorhergesagten und stark temperaturabhängigen 8 B- und hep-neutrinos sensitiv sind. Nachteilig zeigt sich bei den radiochemischen Experimenten, dass sie lange Expositionszeiten von zum Teil einigen Wochen benötigen. Damit ist es dann nur möglich die Anzahl der in dieser Zeit detektierten Neutrinos festzustellen, allerdings sind folglich keine Informationen über Neutrino-Energie bzw. -Richtung zugänglich. Aufgrund der Echtzeit-Beobachtung der Neutrino- Wechselwirkung bei den Realzeit-Experimenten ist es, wie bereits erwähnt, möglich, diese Auskünfte zu erhalten. Der Nachweis bei den radiochemischen Experimenten, wie in der Reaktionsgleichung (3.2) ersichtlich, findet nur für Elektron-Neutrinos statt. Beim Elastic Scattering und dem Neutral Current in Realzeit-Experimenten können im Gegensatz dazu alle Neutrinos, wenn auch teilweise mit problematischer Identifizierung und unterschiedlicher Stärke, nachgewiesen werden. 26

27 Abbildung 3.4: Flussspektrum der solaren Neutrinos aus der pp-kette. Für die verschiedenen Experimenttypen sind die jeweiligen Mindestenergien der nachweisbaren Neutrinos eingezeichnet. Die Gallium-Experimente besitzen die geringste Schwellenenergie. Bei den Wasserexperimenten kann die Schwellenenergie zwischen den einzelnen Experimenten leicht variieren, liegt aber bei allen im MeV-Bereich. [7] 3.3 Homestake Das radiochemische Homestake-Experiment, das 1965 unter der Leitung von Raymond Davis Jr (Nobelpreis 2002) startete, war das erste erfolgreiche Experiment zum Nachweis solarer Neutrinos. In dem Experiment zuvor in der Barberton Limestone Mine konnte Davis leider keine solaren Neutrinos nachweisen, jedoch trotzdem wichtige Erfahrungen sammeln und diese in Homestake anwenden. 27

28 So legte er den Aufbau des Homestake-Experiments in die 1478 Meter tief gelegene Homestake Goldmine in South Dakota (USA). Damit war eine ausreichende Abschirmung des Untergrundes von kosmischer Strahlung (insbesondere Myonen) gegeben. Eine Aufnahme des Experiments mit dem Targettank (2) in der Hauptkammer (1) ist in Abbildung 3.5 links zu sehen. Der Nachweis der Neutrinos sollte über die bereits 1946 von Bruno Pontecorvo vorgeschlagene Chlor-Argon-Methode erfolgen. Diese läuft analog zum Nachweis über die Reaktionen (3.2) und (3.3) ab. Dabei wird Chlor 37 Cl für den Neutrino-Einfang verwendet (vgl. Reaktion (3.7)) und der Zefall von Argon 37 Ar anschließend gezählt. ν e + 37 Cl 37 Ar + e (3.7) Da die Energieschwelle dieser Reaktion bei 814 kev liegt, können keine pp-neutrinos detektiert werden, da deren maximale Energie 423 kev beträgt. Als Target wurden 615 Tonnen Tetrachlorethylen (C 2 Cl 4 ) verwendet. Der Tank (2) mit der Targetflüssigkeit und dem schematischen Aufbau des Experiments ist in Abbildung 3.5 rechts gezeigt. Die experimentelle Schwierigkeit lag darin, dass durch die Reaktion (3.7) entstandene 37 Ar aus der Targetflüssigkeit zu extrahieren und seinen Zerfall in einem Proportionalzählrohr zu zählen. Dazu wurde immer nach einer Extraktionszeit von zwei bis drei Monaten zunächst der Tankinhalt durch sogennante Eduktoren zirkuliert. In einem durch die Targetflüssigkeit fließenden Helium-Gasstrom löste sich das 37 Ar und sammelte sich in einer Gas-Atmosphäre in den oberen 5% des Tanks an. Dieses Gasgemisch wurde dann zur Zirkulation durch den Kontrollraum (3) gebracht und strömte dabei über, mit flüssigem Stickstoff (196 C) gekühlte, Holzkohlefallen. Da diese Temperatur unter dem Gefrierpunkt von Argon (189 C) liegt, konnte so Argon von Helium durch vollständige Adsorption an die Holzkohle getrennt werden. 28

29 Abbildung 3.5: links: Aufnahme des Homestake-Experiments. Zu sehen ist der Tank (2) in der alten Minenkaverne (1). [8] rechts: Schemtische Darstellung des Experimentaufbaus mit Tank (2) und Kontrollraum (3). Beschriftung: (1): Hauptkammer; (2): Tank; (3): Kontrollraum; (4): Helium-Zirkulationssystem; (5): Holzkohlefallen. [9] Nach dem Entfernen des Argons von der Holzkohle wurde es in ein Proportionalzählrohr gebracht, um die Zerfälle zu zählen. Eine schematische Skizze eines solchen Zählrohres ist in Abbildung 3.6 dargestellt. Die geringe Länge des aktiven Zählrohrbereichs deutet bereits darauf hin, dass die Anzahl der zur zählenden Argon-Kerne ebenfalls klein ist. Wie auch in Abbildung 3.7 bei den Messergebnissen aus der gesamten Laufzeit des Experiments zu sehen ist, wird im Schnitt ein Argon-Kern alle zwei Tage gebildet. Aufgrund dieser sehr geringen Argon-Produktionsrate ist es notwendig ein System zur Reduktion des Untergrundes zu verwenden um deutlichere Signale zu bekommen. Dieses bei Homestake eingesetzte System, wird als puls risetime system (vgl. [9]) bezeichnet und basiert auf einer Messung der Anstiegszeit der Signale. Der Untergrund sind im wesentlichen Compton-Elektronen, die bei der Wechselwirkung von γ-strahlen mit Atomen im Proportionalzählrohr entstehen. Sie treten entlang des gesamten Zählrohres auf und liefern Signale 29

30 mit kurzer Anstiegszeit. Im Gegensatz dazu ist die Anstiegszeit der Signale der Auger-Elekronen aus dem 37 Ar-Zerfall sehr kurz, sodass eine Messung der Anstiegszeit eine Unterscheidung zwischen gesuchtem und Untergrund-Signal ermöglicht. Abbildung 3.6: links: Skizze des zum Zählen der 37 Ar-Zerfälle verwendeten sehr kleinen Proportionalzählrohrs (Gesamtlänge 20 cm, aktiver Teil 30 mm) rechts: Davis beim Einbringen eines Proprotionalzählrohrs in ein altes Kanonenrohr zur besseren Abschirmung von Untergrundstrahlung. [9] 30

31 Um aus den gezählten 37 Ar-Zerfällen nun die tatsächliche Neutrinoeinfangrate berechnen zu können, ist es notwendig, die Effizienz des Extraktionsprozesses zu kennen. Deshalb wurde im Experiment vor jeder Extraktion der Targetflüssigkeit eine kleine bekannte Menge eines inaktiven Trägergases (Gemisch aus 36 Ar und 38 Ar) zugegeben. Ein Vergleich der zugesetzten mit der nach der Extraktion zurückgewonnen Menge gibt Auskunft über die Extraktionseffizienz. Damit konnte verifiziert werden, dass das Extraktionsverfahren mit einer Effizienz von ca. 95% gut funktioniert. Unter der Annahme, dass die Effizienz für alle drei Argon-Isotope gleich groß ist, war dann auch der Prozentsatz des extrahierten 37 Ar bekannt. Eine Verfälschung der Messung durch zusätzlich mitgezählte Zerfälle des Trägergases wurde vermieden, indem nur stabile Argon-Isotope dafür verwendet wurden. Die in Abbildung 3.7 dargestellten Ergebnisse aus der gesamten Laufzeit ergeben einen Datenmittelwert für die Neutrinorate von R exp ν = 2.56 ± 0.16 (stat.) ± 0.16 (sys.) SNU (3.8) von Dieser liegt jedoch deutlich unter der nach dem SSM vorhergesagten Rate R SSM ν = 7.6 ± 1.8 SNU (3.9) Mit nur knapp einem Drittel des erwarteten Neutrino-Flusses wurde bei Homestake damit zum ersten Mal ein Defizit an solaren Neutrinos festgestellt. 31

32 Abbildung 3.7: Zusammenfassung der Ergebnisse des Homestake-Experiments über die gesamte Laufzeit von 24 Jahren. Die linke y-achse gibt die Argonproduktionsrate in Atomen pro Tag an. Auf der rechten y-achse ist die Neutrino- Einfangrate in SNU aufgetragen. Der horizontale Strich repräsentiert den Datenmittelwert. [9] 3.4 GALLEX und SAGE In den 1990ern folgten dem Homestake-Experiment noch zwei weitere radiochemische Experimente. In Italien wurde das europäische GALLium EXperiment GALLEX im Gran-Sasso Laboratory in einer Tiefe von 1200 Metern aufgebaut. Unter soviet-amerikanischer Leitung fand im 2000 Meter tief gelegenen Baskan-Neutrino-Observatory im Nord-Kaukasus das SAGE-Experiment (Soviet-American Gallium Experiment) statt. Bei beiden wurde zum Nachweis ebenfalls der Neutrino-Einfang analog der Reaktion (3.7) verwendet, allerdings mit Gallium statt Chlor im Target. Der 32

33 Zerfall des in dieser Reaktion (3.10) entstandenen 71 Ge muss dann gezählt werden. ν e + 71 Ga 71 Ge + e (3.10) Allerdings hat diese Reaktion (3.10) mit 233 kev eine niedrigere Energieschwelle als die analoge Version mit Chlor (3.7) und ermöglicht es somit auch die mit guter Sicherheit bekannten dominierenden pp-neutrinos zu detektieren. Wegen einer höheren Einfangrate ist hier auch die Expositionszeit mit drei bis vier Wochen kürzer als bei Homestake. Nachteilig ist jedoch, dass Gallium im Vergleich zu Chlor teurer ist. Auch wenn bei beiden Experimenten Gallium verwendet wird, unterscheiden sie sich in der Art des Targets. Während bei GALLEX 30 Tonnen Gallium in flüssiger Galliumchlorid GaCl 3 - Lösung als Target dienen, liegen bei SAGE 50 Tonnen flüssiges metallisches Gallium vor. Bei beiden Experimenten ist der Extraktionsvorgang ähnlich zu dem bei Homestake. Die Messungen aus beiden Experimenten ergaben nur etwas mehr als die Hälfte des erwarteten Neutrino-Flusses (GALLEX: 61% ; SAGE: 55%) und bestätigten damit das bei Homestake bereits festgestellte Defizit an solaren Neutrinos. Zudem zeigt sich, dass das Defizit scheinbar energieabhängig ist. 3.5 Kamiokande und Super-K Zu den Realzeitexperimenten die reines normales Wasser als Target verwenden, zählen diese beiden in der Kamioka-Mine in Japan durchgeführten Experimente. Kamiokande war das erste der beiden und lief von 1987 bis Es wurde 1996 von dem noch größeren Super-Kamiokande Detektor abgelöst. Beide Experimente weisen die Neutrinos, wie bereits in Kapitel erläutert, über elastische Streuung an einem Elektron aus dem Wasser und das davon ausgesandte Čerenkov-Licht nach. 33

34 Dazu stehen bei Kamiokande 3000 Tonnen reines Wasser und ungefähr 1000 Photomultiplier an den Tankwänden zur Verfügung. Damit erreicht der Detektor eine Höhe von 16 Metern und einen Durchmesser von 15.6 Metern. Eine Skizze davon ist in Abbildung 3.8 auf der linken Seite zu sehen. Abbildung 3.8: links: Skizze des Kamiokande-Detektors (Höhe 16 m, Durchmesser 15.6 m, 3000 Tonnen Wasser) [10] rechts: Darstellung von Super-Kamiokande (Höhe 41 m, Durchmesser 39 m, Tonnen Wasser). [11] In Super-Kamiokande wurde der Aufbau, wie in Abbildung 3.8 rechts gezeigt, noch vergrößert, sodass mehr Neutrino-Ereignisse beobachtet werden konnten. Mit Tonnen und Photomultipliern erreichte Super- Kamiokande das 10fache Volumen und die doppelte Photomultiplierdichte als Kamiokande. Die beiden Aufnahmen in Abbildung 3.9 zeigen die Wände des noch leeren Detektorinneren (links) sowie die Wasseroberfläche während der Wasserbefüllung. 34

35 Abbildung 3.9: Aufnahmen des Super-Kamiokande-Detektors links: mit Photomultipliern besetzte Wände vor der Auffüllung mit Wasser [12] rechts: zwei Schlauchboote auf der Wasseroberfläche im Detektorinneren während der Befüllung, an den Wänden die Photomultipliertubes. [13] Die zum Neutrino-Nachweis mit den Photomultipliern aufgezeichneten Čerenkov-Licht-Kegel sind für zwei Ereignisse in Abbildung 3.10 dargestellt. Anhand der Gestalt des Ringmusters kann man die beiden Ereignisse als ein Myon- bzw. Elektron-Neutrino identifizieren. Der Ring im linken Bild ist schärfer und deutet damit auf ein nachgewiesenes Myon-Neutrino hin, während der verwaschenere Ring im rechten Bild von einem Elektron-Neutrino stammt. Aufgrund der bei diesen Wasser-Čerenkov-Detektoren möglichen Richtungsbestimmung des nachgewiesenen Neutrinos konnte erstmalig direkt eindeutig überprüft werden ob die Neutrinos tatsächlich von der Sonne stammen. In Abbildung 3.11 sind die Messerergebnisse für die Winkeldifferenz zwischen der gemessenen Neutrino-Richtung und dem aktuellen Sonnenstand aufgetragen. Der deutliche Peak bei cosine theta sun = 1 (entspricht einer Winkeldifferenz von 0 ) weist nach, dass es sich um solare Neutrinos handelt. Der gleichförmig auftretende Untergrund stammt von atmosphärischen Neutrinos, die aus allen Richtung kommen. 35

36 Abbildung 3.10: Zwei Aufnahmen des Čerenkov-Lichts mit den Photomultipliern aus Super-Kamiokande. links: scharfer Čerenkov-Kegel nach Stoß eines Myon-Neutrinos rechts: verwaschener Čerenkov-Kegel als Hinweis auf ein Elektron-Neutrino. [5] Desweitern konnten die zuvor von Homestake gemessenen Defizite in den solaren Neutrino-Flüssen von beiden Experimenten bestätigt werden, da in beiden nur ungefähr die Hälfte des erwarteten Flusses nachgewiesen wurde. 36

37 Abbildung 3.11: Winkeldifferenz zwischen den detektierten Neutrinos und der aktuellen Sonnenposition gemessen mit Super-Kamiokande. Erster Nachweis, dass die Neutrinos tatsächlich von der Sonne kommen, da deutlicher Peak bei cos θ = 1. [14] 3.6 Sudbury Neutrino Observatory Die Planung des Subury Neutrino Observatory (kurz SNO) als erstem Wasser- Čerenkov-Detektor mit schwerem Wasser wurde 1990 gestartet. Da bei schwerem Wasser als Target, wie in Kapitel erklärt, die drei verschiedenen Reaktionen des Elastic Scattering (3.4), des Charged Current (3.5) sowie des Neutral Current (3.6) ablaufen können, ist es mit einem einzigen Detektor möglich sowohl den reinen Elektron-Neutrino-Fluss als auch den gesamtsola- 37

38 ren Neutrino-Fluss separat zu messen. Somit kann mit SNO das Defizit der solaren Neutrinos genauer untersucht und außerdem mögliche Hypothesen zur Lösung dieses Problems (vor allem Neutrino-Oszillationen) überprüft werden. Der Detektor, der in Abbildung 3.12 schematisch dargestellt ist, wurde bei Ontario (USA) in einer Tiefe von 2070 Metern aufgebaut und begann 1999 mit der Datennahme. Abbildung 3.12: Skizze des Sudbury Neutrino Observatory Detektors. [15] (1): Kessel mit 1000 Tonnen D 2 O, Ø 12m (2): Unterstützungsstruktur mit 9500 PMTs (3): Wasserabschirmung 7000 Tonnen (4): Gehäuseabschirmung. Als Target befinden sich 1000 Tonnen schweres Wasser (D 2 O) in dem inneren Kessel (1), der einen Durchmesser von 12 Metern besitzt. Zum Nachweis des Čerenkov-Lichtes sind auf einer Unterstützungsstruktur um den inneren 38

39 Kesser 9500 Photomultiplier angebracht (2). Die äußere Strahlung wird durch 7000 Liter normales Wasser (3) und eine Gehäuseabschirmung (4) abgehalten. Um den Čerenkov-Licht-Kegel einer Reaktion des Elastic Scattering bzw. des Charged Current zu finden, wird nach Ereignissen mit gleichzeitiger Detektion von Lichtblitzen in mehreren Photomultipliern gesucht. Ein solches Neutrino-Ereignis wird dann als Ring auf einer Seite der aus Photomultipliern gebildeten Sphäre erscheinen, wie in Abbildung 3.13 links dargestellt. Abbildung 3.13: links: Čerenkov-Ring einer Neutrino-Reaktion durch Elastic Scattering oder Charged Current. [16] rechts: Skizze des inneren Kessels mit Helium-3-Proportionalzählrohren, in bis zu 11 m langen Ketten aufgehängt. [17] Zum Nachweis der aus der Neutral Current Reaktion entstandenen Neutronen stehen bei SNO zwei Systeme zur Verfügung (vgl. [18]). Das erste ist schematisch in Abbildung 3.13 rechts zu sehen und erfolgt durch Helium-3- Proportionalzählrohre. Diese sind in dem mit schwerem Wasser gefüllten inneren Kessel in Strängen mit einer Länge von bis zu 11 Metern aufgehängt. Der Einfang eines Neutrons durch 3 He resultiert in einem elektrischen Puls im Zählrohr Draht und detektiert somit eine Neutral Current Reaktion. 39

40 Desweitern besteht die Möglichkeit dem schweren Wasser NaCl-Salz zuzugeben. Die beim Neutroneinfang durch Cl entstehenden Gammastrahlen ermöglichen dann den Nachweis einer Neutral Current Reaktion. Die Ergebnisse des SNO-Experiments für die Flüsse aus den ES-, CC- und NC-Ereignissen werden in Kapitel 5.1 vorgestellt. 40

41 Kapitel 4 Solares Neutrino Problem Bereits nach den ersten Messergebnissen des Homestake Experiments wurde ein Defizit an solaren Neutrinos festgestellt. Zu Beginn war jedoch noch nicht klar wo genau die Ursache dieses Problems, das fortan als Solares Neutrino Problem (kurz SNP) bezeichnet wurde, lag. Es standen drei Möglichkeiten zur Diskussion. Der Fehler konnte beim Experiment selbst liegen, z.b. in einer Überschätzung der Extraktionseffizienz oder des nuklearen Wirkungsquerschnittes. Desweiteren war eine falsche Vorhersage des Neutrino-Flusses aus dem SSM, aufgrund von Unsicherheiten in der Sonnentemperatur und anderen Inputparametern, nicht auszuschließen. Das Defizit hätte jedoch auch ein Hinweis auf neue Physik in bisher nicht bedachten Neutrino-Eigenschaften sein können. Nachdem jedoch die auf Homestake folgenden Experimente (GALLEX, SA- GE, Kamiokande und Super-Kamiokande) das Defizit bestätigten, wurde deutlich, dass der Fehler nicht beim Homestake-Experiment lag. Alle Experimente wiesen übereinstimmend weniger Neutrinos als erwartet nach, wie auch in Abbildung 4.1 graphisch veranschaulicht. Es wurden verschiedene theoretische Überlegungen zur Erklärung des SNP vorgeschlagen, die sich in die Gruppe der astrophysikalischen Effekte und Neutrino-Eigenschaften aufteilen lassen. 41

42 Abbildung 4.1: Verhältnis der von verschiedenen Experimenten gemessenen Neutrino-Flüssen zu den vom SSM vorhergesagten Werten vor Kenntnis der Ergebnisse von SNO. [5] 4.1 Astrophysikalische Effekte Diese Effekte suchen das Problem in Unsicherheiten in der gängigen Version des Standard-Sonnenmodells und nicht berücksichtigten Effekten, z.b. der Rotation des Sonneninneren, die zu einer Erniedrigung der Zentraltemperatur führen. Dies würde dann die Vorhersage des Neutrino-Flusses in Richtung der experimentellen Ergebnisse ändern. Allerdings lassen sich zwei Gegenargumente finden, die als Konflikt Homestake-Kamiokande sowie Defizit an 7 Be-Neutrinos bezeichnet werden, und astrophysikalische Effekte als Erklärung ausschließen. Das erstgenannte betrachtet die bei Homestake und Kamiokande gemessenen Neutrino-Flüsse und deren Temperaturabhängigkeiten. Die 8 B-Neutrinos, 42

43 die bei Kamiokande 100% der Messung und bei Homestake nur 75% ausmachen, sind am stärksten temperaturabhängig ( T 18 ). Die 7 Be-Neutrinos, die bei Homestake zu 15% beitragen und bei Kamiokande gar nicht gemessen werden, sind schwächer temperaturabhängig ( T 8 ). Eine Erniedrigung der Sonnentemperatur würde sich also bei den 8 B-Neutrinos stärker auswirken und den Fluss bei Kamiokande stärker verringern. Dem widersprechend misst jedoch Homestake ein größeres Defizit als Kamiokande. Da dies genau umgekehrt dazu ist, was eine Temperaturerniedrigung bewirken würde, kann diese als Erklärung ausgeschlossen werden. Das zweite Gegenargument wird in der Frage ausgedrückt Wo sind die 7 Be-Neutrinos?. Dazu wird versucht eine Übereinstimmung zwischen den Messergebnissen von Kamiokande und der Vorhersage des Standard-Sonnenmodels zu erreichen. Dies ist möglich, wenn man den SSM-Wert für den 8 B-Neutrino- Fluss auf die Hälfte reduziert. Die daraus resultierenden neuen Vorhersagen für Homestake und GALLEX erwarten allerdings immer noch einen Fluss an 8 B-Neutrinos, der größer ist als der von den Experimenten gemessene Gesamtfluss. Da beide Experimente jedoch außer 8 B-Neutrinos noch 7 Be-Neutrinos nachweisen, bleibt für den 7 Be-Beitrag kein Platz mehr. Es müssten jedoch 7 Be-Neutrinos beobachtet werden, da die Zerfallsneutrinos von 8 B beobachtet werden und 8 B aus einer Reaktion mit 7 Be entsteht. Mit diesen beiden Argumenten fallen also die astrophysikalischen Effekte als Lösung des Solaren Neutrino Problems weg. 4.2 Neutrino-Eigenschaften Der Vorschlag, das Defizit durch einen Zerfall der Neutrinos und somit neue Eigenschaften der Neutrinos zu erklären, lässt sich durch Betrachtung der relativistischen Zeitdilatation widerlegen. Diese würde nämlich bewirken, dass um so mehr Neutrinos zerfallen, je kleiner ihre Energie ist. Demnach sollten Experimente, die niederenergetische Neutrinos beobachten (GALLEX), ein größeres 43

44 Defizit messen als solche mit höherenergetischen Neutrinos (Homestake). Allerdings zeigen die beiden Experimente genau das umgekehrte Bild, GALLEX hat mit ungefähr 60% der Vorhersage ein kleineres Defizit als Homestake mit nur 33%. Eine letzte plausible Erklärung des gemessenen Neutrino-Defizits liefern die Neutrino-Oszillationen, die 1978 von Lincoln Wolfenstein vorgeschlagen wurden. Das Neutrino-Defizit würde sich dann dadurch ergeben, dass die in der Sonne entstandenen Elektron-Neutrinos auf ihrem Weg zur Erde zu Myonbzw. Tau-Neutrinos oszillieren und deshalb zu wenige Elektron-Neutrinos gemessen werden. Mit einer energieabhängigen Oszillationswahrscheinlichkeit ließe sich auch erkären, warum die einzelnen Experimente, die unterschiedliche Energiebereiche abdecken, verschieden große Defizite messen. Eine genauere Beschreibung sowie die Unterscheidung, ob die Ozillationen in Materie oder im Vakuum stattfinden, wird im nächsten Kapiel 5 behandelt. 44

45 Kapitel 5 Neutrino-Oszillationen als Erklärung Nachdem die Neutrino-Oszillationen als Lösung vorgeschlagen worden waren, war es anhand der Messungen des SNO Experiments möglich eine Überprüfung der Übereinstimmung zwischen den theoretischen Überlegungen und den Daten durchzuführen. Erstmals konnten durch die verschiedenen Nachweisreaktionen sowohl der reine Elektron-Neutrino-Fluss als auch der gesamte Neutrino- Fluss getrennt gemessen werden. 5.1 Ergebnisse von SNO Eine Analyse der Nachweisreaktionen zeigt, dass sich die gemessenen Flüsse wie folgt aus den einzelnen Neutrino-Flüssen zusammensetzen. (ES) (CC) (NC) φ SNO ES = φ (ν e ) + ε φ (ν µ,τ ) (5.1) φ SNO CC = φ (ν e ) (5.2) φ SNO NC = φ (ν e ) + φ (ν µ,τ ) = φ tot (5.3) 45

46 Da bei dem Elastic Scattering der Wirkungsquerschnitt, wie in Kapitel bereits erwähnt, für die Elektron-Neutrinos sechs Mal größer ist als für Myonbzw. Tau-Neutrinos, besteht der ES-Fluss in Gleichung (5.1) hauptsächlich aus dem der Elektron-Neutrinos. Der kleine zusätzliche Anteil von Myon- und Tau-Neutrinos wird durch den Faktor ε verdeutlicht. Die Reaktion des Charged Current kann, wie ebenfalls in Kapitel erläutert, nur für Elektron-Neutrinos ablaufen. Deshalb ist in Gleichung (5.2) der CC-Fluss identisch mit dem reinen Elektron-Neutrino-Fluss. Aufgrund des in Kapitel besprochenen flavourunabhängigen Wirkungsquerschnittes für alle Neutrinos beim Neutral Current, ist also der NC-Fluss die Summe aller Neutrino-Flüsse (vgl. Gleichung (5.3)). Folglich gibt eine Messung des NC-Flusses den gesamten auf der Erde von der Sonne ankommenden solaren Neutrino-Fluss an. Die Messung dieser drei Flüsse bei SNO kann somit Auskunft darüber geben, ob die Elektron-Neutrinos von der Sonne teilweise zu Myon- bzw. Tau- Neutrinos oszillieren. Gäbe es keine Oszillationen, dann würde φ (ν µ,τ ) in den Gleichungen (5.1), (5.2) und (5.3) verschwinden und alle drei Flüsse müssten gleich sein! ohne Oszillationen: φ SNO ES φ SNO CC φ SNO NC (5.4) Die Messergebnisse der drei Flüsse bei SNO sind in den folgenden Gleichungen in Einheiten von 10 6 cm 2 s 1 angegeben: φ SNO ES = 2.39 ± 0.26 (5.5) φ SNO CC = 1.76 ± 0.10 (5.6) φ SNO NC = 5.09 ± 0.62 (5.7) Da alle drei Flüsse verschieden sind, lässt sich die Vermutung, dass Oszillationen bei den solaren Neutrinos stattfinden, bestätigen. Ein Vergleich des 46