Nachweis der Neutrinooszillationen mit SNO

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1 Nachweis der Neutrinooszillationen mit SNO

2 Nachweis der Neutrinooszillationen mit SNO Geschichte des Neutrinos Neutrinos im Standardmodell Neutrinos von der Sonne Homestake-Experiment Solares Neutrinoproblem Neutrinooszillationen SNO-Experiment Datennahme und Auswertung Ergebnisse 2

3 8. Datennahme und Auswertung Geschichte des Neutrinos 1930: Pauli postuliert neues leichtes Spin-1/2-Teilchen damit die Energieerhaltung beim -Zerfall gegeben ist β 1933: Fermi formuliert erste Theorie des nuklearen β -Zerfalls und nennt das Teilchen Neutrino 1956: Cowan und Reines detektieren von einem Reaktor emittierte Elektron-Antineutrinos 1957: Pontecorvo sagt Neutrino-Oszillationen theoretisch voraus 1957: Goldhaber-Experiment: Neutrinos linkshändig und masselos 1962: zweite Neutrinosorte (Myon-Neutrino) wird entdeckt 1968: Homestake-Experiment solares Neutrino-Defizit 1978: Entdeckung des τ Leptons Tauon-Neutrino 1998: Super-Kamiokande entdeckt Evidenz für Neutrino-Massen 2001: erstmals Neutrino-Oszillationen aus SNO-Daten nachgewiesen 3

4 Neutrinos im Standardmodell 8. Datennahme und Auswertung Eigenzustände der schwachen Wechselwirkung, die sie erzeugt und vernichtet keine Ladung, keine Masse nur schwachen Wechselwirkung Leptonenzahlerhaltung im Standardmodell: Übergänge nur innerhalb der Leptonenfamilien 4

5 Warum Interesse an Neutrinos? Only neutrinos, with their extremely small interaction cross sections, can enable us to see into the interior of a star, and thus verify directly the hypothesis of nuclear energy generation in stars. John N. Bahcall (1964) Fusion von Wasserstoff zu Helium pp-zyklus 98.4 % der Sonnenenergie 98.6 % der solaren Neutrinos CNO-Zyklus 1.6 % der Sonnenenergie 1.4 % der solaren Neutrinos 5

6 pp-zyklus hohe Temperatur Kerne vollständig ionisiert nur Elektron-Neutrinos sehr energiereiche 8 B-Neutrinos hauptsächlich produzierte pp-neutrinos tragen zu den meisten Experimenten nicht bei 8 B-Neutrino Netto-Reaktion: 4p 4 He +2e + +2 ν e 6

7 CNO-Zyklus CNO-Zyklus ist theoretisch noch nicht sehr gut verstanden spielt in unserer Sonne für Temperatur und Neutrinoerzeugung nur untergeordnete Rolle wäre die Sonne etwas heißer, würde Anteil des CNO-Zyklus stark zunehmen Netto-Reaktion: 4p He 4 +2e + +2 ν e 7

8 Das Standard-Sonnenmodell 8. Datennahme und Auswertung wurde von John N. Bahcall ( ) entwickelt beschreibt die Sonne als Plasmaball im hydrodynamischen Gleichgewicht Grundlage für die Berechnung fast aller stellaren Entwicklungen beschreibt quantitativ die solaren Kernreaktionen beschreibt detailliert die Neutrinoerzeugung war zur Zeit der ersten Neutrinoversuche noch nicht gesichert 8

9 Solares Neutrinospektrum Notation: pp: p + p e + + ν e + d 7 Be: e Be ν e + 7 Li pep: p + e - + p ν e + d 8 Be: 8 B 8 Be + e + + ν e hep: 3 He + p 4 He + e + + ν e 9

10 Erwarteter Neutrinofluss Luminosität der Sonne: L = W = MeV / s Neutrinoemissionsrate: dn( ν ) / dt e 38 = 2L / Q s 1 Neutrinofluss auf der Erde: Φ( ν e ) cm 2 s 1 10

11 Homestake-Experiment seit 1970 in der Homestake Goldmine in South Dakota in einer Tiefe von 1480 m zur Abschirmung der kosmischen und atmosphärischen Strahlung 615 t Perchlorethylen (C 2 Cl 4 ) 2002: Nobelpreis an Davis, Koshiba und Giacconi 11

12 Nachweismethode Homestake-Experiment Nachweis über radiochemische Messung von 37 Ar: ν e + 37 Cl e Ar, E S =0.814 MeV da E S =0.814 MeV: sensitiv ab 7 Be-Neutrinos aus 615 t Perchlorethylen (C 2 Cl 4 ) werden nach Tagen Messzeit (Sättigung erreicht) alle Argonatome mit Hilfe von Helium ausgespült in Proportionalzählern wird 37 Ar-Zerfall gemessen (t 1/2 = 37 Tage) 37 Ar + e - Cl + ν e + γ 12

13 Ergebnisse Homestake-Experiment nach Messzeit von 108 Zyklen ( ): ± ± Resultat: Neutrinoereignisse pro Tag R exp = SNU Anm.: 1 SNU (Solar Neutrino Unit) = 1 Neutrino-Einfang pro sec und Targetkernen aus Sonnenmodell erwartet: R SSM = 8.0 ± 3.0 SNU R exp R SSM 1 3 solares Neutrinodefizit 13

14 Solares Neutrinoproblem gemessener Neutrinofluss deutlich zu gering gegenüber solarem Standardmodell 8. Datennahme und Auswertung Zwei Hauptmöglichkeiten: Solares Standardmodell ist falsch oder zumindest teilweise fehlerhaft Neutrinooszillationen, d.h. Umwandlungen von einem Neutrinoflavour in das andere 14

15 Lösungsansätze für das Solare Neutrinoproblem fehlerhaft angenommene Neutrinoeigenschaften Neutrinozerfall Umwandlung in Antineutrinos Umwandlung in rechtshändige Neutrinos Neutrinooszillationen im Vakuum Neutrinooszillationen in Materie 15

16 Neutrinooszillationen Neutrinooszillation als Erklärung für solares und atmosphärisches Neutrinoproblem: Defizit im Neutrino-Fluss der Sonne (Homestake-Experiment): Umwandlung ν e ν µ Defizit in den durch kosmische Strahlung erzeugten Neutrinos In der Atmosphäre (Kamiokande-Experiment): Umwandlung ν µ ν e 16

17 Annahmen stabile, ultrarelativistische Neutrinos im Vakuum reiner Dirac- oder Majorana-Charakter CP-Erhaltung mindestens ein Neutrino besitzt eine von Null verschiedene Ruhemasse Mischung der Flavourzustände möglich Leptonenzahlerhaltung verletzt! Allgemein: n Flavour-Eigenzustände (Leptonenzahl-Eigenzustände) ν a n Masse-Eigenzustände ν i Flavour- und Masse-Eigenzustände sind über eine unitäre 3x3 Mischungsmatrix U miteinander verbunden: ν a = U ν i 17

18 Zustandsmischungen θ für kleines ist cosθ ν ν 1 e 1 ν µ ν 2 θ = π / 4 mit m 1 und mit m 2 für (maximaler Mischungswinkel) bestehen die Zustände gleichermaßen aus den Masseneigenzuständen ν µ sinθ ν 2 cosθ cosθ ν e θ θ sinθ ν 1 18

19 Zustandsmischungen bei zwei Flavour-Eigenzuständen: ν e ν µ cosθ = sin Θ sin Θ ν 1 cosθ ν 2 mit Mischungswinkel Θ Übergangswahrscheinlichkeit: ( ν ν P e µ ) = 1 cosθ 0 sin Θ sin Θ e cosθ 0 ie t 1 e 00 ie t 2 cos Θ sin Θ sin Θ 0 cosθ

20 Oszillationslänge im Vakuum Oszillationswahrscheinlichkeit: 2 2 m P( ν e ν µ ) = sin (2Θ) sin 4 nur Oszillationen, falls Θ und m nicht verschwinden nur Massendifferenz, nicht Masse fließt mit ein 2 20 L E

21 Anforderungen für Experiment Homestake-Experiment ergab solares Neutrinodefizit eben Genanntes erklärt Ergebnisse aus Homestake-Experiment aber: Homestake-Experiment konnte Neutrinos nicht unterscheiden Experiment zur Messung der Elektron-Neutrinos und der gesamten Neutrinos nötig 21

22 Sudbury Neutrino Observatory - Messmethode Neutrinos nicht direkt messbar indirekte Messung über Elektronen Cerenkov-Detektor mit 1000 t reinem schwerem Wasser (D 2 O) geladenes Teilchen mit v>c Medium strahlt Lichtkegel in bestimmtem Öffnungswinkel ab Öffnungswinkel des Machkegels : 1 sin α = nβ für Lichtkegel: θ = 90 α Lichtkegel beleuchtet Detektorwand ringförmig Ringintensität lässt Rückschluss auf Energie zu θ θ Cerenkov-Licht α α 22

23 Sudbury Neutrino Observatory der Detektor befindet sich ca. 2 km unter der Erdoberfläche in der Creighton Mine Schutz gegen kosmische Strahlung 23

24 Sudbury Neutrino Observatory Photomultiplier-Tubes Acryl-Hohlkugel 12 m Durchmesser 1000 t D 2 O (kleiner Neutrino-WQ) umgeben von 1700 t leichtem Wasser Support Sphere cm-Photomultiplier-Tubes 54 % von 4 π umgeben von 5700 t leichtem Wasser 91 nach außen gerichtete Photomultiplier 23 nach innen gerichtete Photomultiplier 24

25 Reaktionen im SNO Detektor Verwendung von D 2 O hat einen entscheidenden Vorteil gegenüber anderen Experimenten: SNO ist für alle Neutrino-Flavours sensitiv direkter Vergleich zwischen den einzelnen Neutrino-Flüssen Cerenkov-Licht v v Cerenkov-Licht v e - e - v n p Deuteron γ γ γ p n 35 Cl 36 Cl γ v e n p Deuteron e - p p ES-Reaktion (Streuung) fast nur Elektron-Neutrinos NC-Reaktion (mit Z-Bosonen) alle Neutrinos CC-Reaktion (mit W-Bosonen) nur Elektron-Neutrinos ES: Kinematisch klar korreliert NC: nicht korreliert (viele Zwischenschritte) CC: etwas korreliert 25

26 Reaktionen im SNO Detektor Elastic-Scattering-Reaktion Cerenkov-Licht v e - e - v ν + e - ν + e - x x genügend Intensität: E e > 5 MeV Wirkungsquerschnitt für ν und ν um Faktor 7 kleiner als für 3 Events/Tag erwartet µ τ νe entgegen der Sonne gerichtet 26

27 Reaktionen im SNO Detektor Neutral-Current-Reaktion v v n p p Deuteron n γ γ γ 36 Cl 35 Cl γ ν x + d ν + p + n x sensitiv für alle drei Flavours Neutron-Einfang: γ -Strahlung Streuung an Elektronen (Compton-Effekt) e - beschleunigt Cerenkov-Licht 30 Events / Tag erwartet isotrop 27

28 Reaktionen im SNO Detektor Charged-Current-Reaktion v e Cerenkov-Licht e - n p p Deuteron p ν + d p + p + e - e Nachweis: nur für ν e 30 Events/Tag erwartet ca. 30 % anti-gepeakt 28

29 SNO Phase I und Phase II SNO Phase I Verwendung von 1000 Tonnen D 2 O wie beschrieben SNO Phase II Zusatz von 2 Tonnen NaCl Erhöhung der Neutrinoeinfang-Kapazität und des Cherenkov-Lichts Neutroneneinfang von 35 Cl produziert mehrere γ -Strahlen während CC- und ES-Reaktionen nur einen Strahl erzeugen gute statistische Trennung der Event-Arten 29

30 Berücksichtigung von Untergrundeffekten viele verschiedene Quellen für Untergrund 214 Bi u. 208 Tl aus Zerfallsketten von U u. Th γ erzeugen freie Neutronen durch Spaltung des Deuteron Cerenkov-Licht wie bei NC-Reaktion atmosphärische Neutrinos Neutrinos aus kosmischer Strahlung Neutrinos aus Kernreaktoren 30

31 SNO Phase I 2. November Mai Tage Messzeit Rohwerte reduziert auf 2929 Events im Bereich von 5 20 MeV Neutronendetektion mit 252 Cf-Neutronenquelle kalibriert 31

32 SNO Phase I Trennung der drei Reaktionen durch drei Verteilungen Volumen R < 550 cm, T eff > 5MeV cosθ : Cosinus des Winkels zwischen Richtung des Cherenkov-Events und der Sonnenrichtung 32

33 SNO Phase I Vorhersagen für CC, NC, ES gemessene Daten mit Maximum-Likelihood-Methode (Statistik) jeweils in Einheiten von 10 6 cm 2 s 1 (Ergebnisse aus Paper von Mai 2002) 33

34 SNO Phase I Ausklammern des Standard-Neutrino-Spektrums unabhängig von Standard-Sonnen-Modell Vorhersage des Standard-Sonnen-Modells für 8 B-Neutrinos: 5.05 Ergebnis von SNO Phase I 8 B-Neutrinos unterliegen Flavour-Oszillationen Gesamtneutrinofluss aus NC-Reaktion stimmt im Rahmen der Fehlergrenzen mit dem SSM-Modell für 8 B überein 34

35 SNO Phase II 26. Juli Oktober Tage Messzeit 435,721,068 Rohwerte reduziert auf 3055 Events Neutronendetektion mit 252 Cf-Neutronenquelle kalibriert Effizienz gegenüber Phase I um etwa den Faktor 3 gesteigert Vorhersagen für CC, NC, ES gemessene Daten mit Maximum-Likelihood-Methode (Statistik) jeweils in Einheiten von 10 6 cm 2 s 1 35

36 Zusammenfassung der Ergebnisse SNO: Gesamtfluss der solaren Neutrinos entspricht sehr genau dem berechneten Fluss an ν e ein Drittel : 1,76 Mio (cm s) -1 ν zwei Drittel und : 3,41 Mio (cm s) -1 für E v 5 MeV µ ν τ Nachweis von Tag-Nacht-Schwankungen bzw. jahreszeitlichen Schwankungen der gemessenen Neutrinoverteilungen Asymmetrien zwischen Tag und Nacht lassen auf eine veränderte Neutrinooszillation in Materie schließen: gewisser Anteil der Neutrinos wird bei Durchgang durch die Erde (also nachts) wieder zu Elektron-Neutrinos Neutrinos haben Masse (sonst keine Oszillationen) Durchgang durch Materie beeinflusst Neutrino-Oszillationen 36

37 Oszillation in Materie: MSW-Effekt MSW-Effekt geht zurück auf Mikheyev und Smirnow auf Grundlage theoretischer Vorarbeit von Wolfenstein: Anwesenheit von Materie beeinflusst entscheidend Neutrino-Oszillation kohärente, elastische Vorwärtsstreuung von Neutrinos in Materie führt zu Abhängigkeit des Mischungswinkels und der Oszillationslänge von der Elektronendichte alle Neutrinos streuen über Z 0 -Austauschteilchen der schwachen WW Elektron-Neutrinos streuen zusätzlich über W +/- -Austausch 37

38 Ausblick: Massenhierarchie der Neutrinos Neutrinooszillations-Experimente messen nur Massendifferenzen mögliches Neutrino-Massenspektrum Die drei Masseneigenzustände sind jeweils Mischungen aus den Flavor- Eigenzuständen, ν und ν ν e µ so oder entgegengesetzt? τ Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment (KATRIN) hat die direkte Bestimmung der Elektron-Neutrinomasse zum Ziel 38

39 8. Datennahme und Auswertung Quellen Brookhaven National Laboratory The Neutron Oscillation Industry Direct evidence for neutrino flavor transformation from neutral current interactions in the Sudbury Neutrino Observatory.* By SNO Collaboration (Q.R. Ahmad/ et al.) e-print: *nucl-ex/ * Measurement of day and night neutrino energy spectra at SNO and constraints on neutrino mixing parameters.* By SNO Collaboration (Q.R. Ahmad/ et al.) e-print: *nucl-ex/ * Measurement of the total active B-8 solar neutrino flux at the Sudbury Neutrino Observatory with enhanced neutral current sensitivity.* By SNO Collaboration (S.N. Ahmed/ et al.) e-print: *nucl-ex/ * C. Amsler et al. (Particle Data Group-Kollaboration), Review of Particle Physics, Phys. Lett. B667 (2008), 1. 39