Kosmische Neutrinos. Sommersemester Universität Siegen Claus Grupen. Kosmische Neutrinos p. 1/52

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Maya Fürst
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1 Kosmische Neutrinos Sommersemester 2015 Universität Siegen Claus Grupen Kosmische Neutrinos p. 1/52

2 Neutrino Astronomie Solare Neutrinos (MeV-Bereich) Atmospherische Neutrinos (GeV-Bereich) Neutrino Oszillationen Supernova Neutrinos (MeV-Bereich) Galactische und Extragalaktische Neutrinos (TeV-Bereich) Kosmische Neutrinos p. 2/52

3 Solare Neutrinos Kosmische Neutrinos p. 3/52

4 Proton - Proton Zyklus p+ p d+e + + ν e + 0,42 MeV d+ p 3 2He+γ + 5,49 MeV 3 2 He+ 3 2 He 4 2He+2 p MeV Hauptprozess: 85% Wahrscheinlichkeit Lithium-Brennen 3 2 He+ 4 2 He 7 4 Be+γ 7 4 Be+e 7 3 Li+ν e 7 3 Li+ p He mit 15 % Wahrscheinlichkeit Kosmische Neutrinos p. 4/52

5 Bor-Zweig 3 2 He+ 4 2 He 7 4 Be+γ 7 4 Be+ p 8 5 B+γ 8 5 B 8 4 Be+e+ + ν e + γ 8 4 Be He mit 0,02 % Wahrscheinlickeit Kosmische Neutrinos p. 5/52

6 Spektren solarer Neutrinos Kosmische Neutrinos p. 6/52

7 Homestake Experiment Kosmische Neutrinos p. 7/52

8 Neutrino-Nachweis Neutrino Reaktion im Detektor: ν e + 37 Cl 37 Ar+e Neutrino-Nachweis im Chlortank 37 Ar+e 37 Cl + ν e mit nachfolgender Emission von charakteristischer Röntgenstrahlung vom 37 Cl analog in den Gallium Experimenten ν e + 71 Ga 71 Ge+e SNO: ν e + d p+ p+e CC SNO: ν α + d p+n+ν α ; α = e, µ, τ NC Kosmische Neutrinos p. 8/52

9 Superkamiokande Kosmische Neutrinos p. 9/52

10 Superkamiokande Kosmische Neutrinos p. 10/52

11 Sudbury Neutrino Observatory Kosmische Neutrinos p. 11/52

12 Subury Neutrino Observatory Kosmische Neutrinos p. 12/52

13 Neutrinos von der Sonne ν e + e ν e + e Kosmische Neutrinos p. 13/52

14 Sonne im Lichte von Neutrinos Kosmische Neutrinos p. 14/52

15 Atmospherische Neutrinos Atmospherische Neutrinos sind hauptsächlich Zerfallsprodukte geladener Pionen π + µ + + ν µ π µ + ν µ mit nachfolgendem Myon-Zerfall µ + e + + ν e + ν µ µ e + ν e + ν µ naiverweise würde man erwarten N(ν µ, ν µ ) N(ν e, ν e ) 2 Kosmische Neutrinos p. 15/52

16 Nachweis atmospherischer ν s ν e + e ν e + e ν e + N e + N ν µ + N µ + N Nachweis in speziellen Cherenkov-Zählern RICH - Ring Imaging Cherenkov Zähler experimentelles Ergebnis: Es gibt ein Defizit von ν µ s N(ν µ, ν µ ) N(ν e, ν e ) 1, 2 Lösung: Neutrino Oszillationen Kosmische Neutrinos p. 16/52

17 ν-ereignisse Kosmische Neutrinos p. 17/52

18 ν-ereignisse Kosmische Neutrinos p. 18/52

19 ν-ereignisse Kosmische Neutrinos p. 19/52

20 ν Oszillationen Kosmische Neutrinos p. 20/52

21 ν Oszillationen ( ) P(ν e ν µ ) = sin 2 (m 2 )L 4E ν sin 2 (2Θ m ) Kosmische Neutrinos p. 21/52

22 Supernova Neutrinos aus der Deleptonisation e + p ν e + n Neutronenstern thermische Neutrinos e + + e Z 0 ν α + ν α wobei α für ν e, ν µ and ν τ s steht Kosmische Neutrinos p. 22/52

23 Nachweis von Supernova ν s ν e + p e + + n ν e + e ν e + e ν e + e ν e + e i.e. wobei Electronen und/oder Positronen gemessen werden Myonen und Taus können nicht vo SN ν s erzeugt werden. Kosmische Neutrinos p. 23/52

24 Neutrino Massen t t = L = L c = L c L c = L c ( 1 1 ) = L ( 1 1 ), L Flugstrecke v 1 v 2 c β 1 β 2 { } γ1 2 γ1 2 1 γ2 2 γ2 2 { 1 } (E 1 /m 0 c 2 ) 2 (E 1 /m 0 c 2 ) 2 1 (E 2 /m 0 c 2 ) 2 (E 2 /m 0 c 2 ) 2 1 ( m0 c 1+ 2 ) 2 ( m0 c 1+ 2 ) 2 E 1 E 2 { ( )} m 2 0 c4 E m 2 0 c4 E Kosmische Neutrinos p. 24/52

25 Neutrino Massen t = L c { m 2 0 c4 E ( m 2 0 c4 E )} t = L 2 c m2 0 c4 { 1 E1 2 1 E2 2 } m 0 = 2 t L c 3 E 2 1 E2 2 E 2 2 E2 1 mit den SN-Neutrino Daten m 0 10 ev/c 2 Kosmische Neutrinos p. 25/52

26 Tarantula Nebel Kosmische Neutrinos p. 26/52

27 Supernova 1987A Kosmische Neutrinos p. 27/52

28 Supernova 1987A Kosmische Neutrinos p. 28/52

29 Supernova 1987A offene Kreise: IMB-experiment; volle Kreise: Kamiokande Kosmische Neutrinos p. 29/52

30 Energie-Ausstoß E total = 20 i=1 E i ν ǫ 1 (E i ν) ǫ 2 (E i ν) 4 π r2 f(ν α, ν α ) (6±2) Joule = emittierte Neutrinos Kosmische Neutrinos p. 30/52

31 Lichtkurve 1987A Das Licht im Optischen wird zurückgeführt auf den radioaktiven Zerfall von Kobalt- und Nickelisotopen. Kosmische Neutrinos p. 31/52

32 Kosmische Neutrino Flüsse Kosmische Neutrinos p. 32/52

33 Galaktische und Extragalaktische ν s pulsar p star 0 + rest + stellar atmosphere local density column density (x) (x)dx Kosmische Neutrinos p. 33/52

34 Galaktische und Extragalaktische ν s Kosmische Neutrinos p. 34/52

35 AMANDA in der Antarktis south pole data processing firn layer ice with bubbles holes with photomultipliers highly transparent ice Kosmische Neutrinos p. 35/52

36 AMANDA experimenteller Aufbau 60 m ice surface 0 m 190 m 810 m 1000 m 380 m 1520 m free of bubbles 70 m 120 m 1950 m Kosmische Neutrinos p. 36/52

37 AMANDA Ereignis Kosmische Neutrinos p. 37/52

38 ICECUBE Detektor Kosmische Neutrinos p. 38/52

39 Neutrino-Himmel von AMANDA Kosmische Neutrinos p. 39/52

40 ICECUBE signifikante Kluster möglicher Korrelationen mit bekannten γ-quellen Kosmische Neutrinos p. 40/52

41 Ernie und Bert Kosmische Neutrinos p. 41/52

42 Big Bird, 2 PeV Kosmische Neutrinos p. 42/52

43 Zusammenfassung Es ist zu früh für Schlussfolgerungen. Mit einer Handvoll von Ereignissen kann man keine Astronomie betreiben. Icecube wird aber weiter messen und plant signifikante Erweiterungen. Kosmische Neutrinos p. 43/52

44 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 44/52

45 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 45/52

46 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 46/52

47 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 47/52

48 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 48/52

49 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 49/52

50 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 50/52

51 Gravitationswellen Kosmische Neutrinos p. 51/52

52 Zusammenfassung Röntgen-, γ und Neutrinoastronomie stellen ein neues Fenster zum All dar Neutrinos von der Sonne erlauben die Messung nuklearer Prozesse Neutrinos gestatten einen Blick in das Innere von Sternen und galaktischen Kernen Suche nach den Quellen kosmischer Strahlung Verständnis der Bescheunigung kosmischer Strahlung Untersuchung extremer Materiezustände Kosmische Neutrinos p. 52/52

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