Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen

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Günter Schenck
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1 Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen Caren Hagner Virginia Tech 00 großes Jahr in der Neutrinophysik! April: SNO Flavoränderung bei solaren Neutrinos Oktober: Nobelpreis Homestake Kamiokande Dezember: KamLAND Reaktor Neutrinos LMA-Lösung

2 Neutrinomassen und Neutrinomischung Neutrinomassen und Neutrinomischung Neutrinomischung! Neutrinomischung! = τ τ τ μ μ μ τ μ U U U U U U U U U e e e e 3 massive Neutrinos: 1,, 3 mit Massen: m 1 <m <m 3 τ μ τ μ e e τ μ 3 1 e Flavor-Eigenzustände Massen-Eigenzustände Flavor-Eigenzustände Massen-Eigenzustände

3 Parametrisierung der Neutrinomischung Neutrino-Mischungsmatrix: 3 Mischungswinkel: θ 1, θ 3, θ 13 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ e μ τ = c s s 3 3 θ atm 3 c3 c13 0 s13e iδ s θ13, δ 13 e c 0 iδ 13 c s 0 1 θ sol 1 s c Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich: CP-verletzende Majorana-Phasen

4 Experimentelle Methoden Neutrinooszillationen: β-zerfall: ββ-zerfall: Kosmologie (CMBR): Mischungswinkel,δ Massendifferenzen Absolute Masse Majorana-Teilchen? Absolute Masse (Majorana Phase) Absolute Masse

5 Neutrinooszillationen: Vakuum ( Flavors) Neutrinooszillationen: Vakuum ( Flavors) = 1 cos sin sin cos θ θ θ θ μ e 1 1 m m m = Δ Δ = θ E L m P e e sin ) ( sin 1 ) ( 1 Überlebenswahrscheinlichkeit: L in L osz

6 Solare Neutrinos 4 p He 4 + e + + e MeV Energie des Neutrinos in MeV Die Sonne im Neutrinolicht (Super-Kamiokande)

7 Solare Neutrinos: pioneering experiment Nobelpreis 00 Seit 1970 e Cl Ar + e E > 814 kev R exp = 0.34 SSM Raymond Davis Jr., Homestake Experiment

8 Das solare Neutrinorätsel Data/SSM(BP98) Energieabhängiges Defizit Kamiokande Gallex Sage Homestake SK Sonnenmodelle durch Helioseismologie bestätigt 33 kev 814 kev 6.5 MeV Non-Standard Energy Neutrinoeigenschaften! Threshold (MeV)

9 Neutrinooszillationen in Materie Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie: e : geladener + neutraler Strom μ,τ : neutraler Strom e μ sin(θ ) = X cosθ m = sinθ m m sinθ cosθ m m sin(θ ) 1 m m ( X cos(θ )) + sin (θ ) 7 E[MeV] Yeρ[g/cm = ( m m )[ev ] 1 3 ] Resonanz für X = cos(θ) Im Inneren der Sonne: θ m = 90 o An der Oberfläche: θ m = θ Innen Resonanz Auβen e 1m 1m e m m Θ m m μ

10 Beste Erklärung: Neutrinooszillationen Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 00 LMA SMA LOW VAC tan θ 10

11 SNO: Sudbury Neutrino Observatory Target sind 1000t D O Messung des 8 B-Flusses NEU! CC CC (geladener Strom): ee ES (elast. Streuung): e e,,( ( μ/τ μ/τ ) NC (neutraler Strom): e e + μ μ + ττ Creighton Nickel-Mine in Sudbury Canada

12 SNO: NC NC: x + d p + n + x (E >.MeV) Gleicher WQ für e, μ, τ Messung des gesamten 8 B-Neutrinoflusses Neutronennachweis: Phase1: n + d t + γ(6.5mev) bisherige Resultate! Phase: n Cl Cl Cl Cl + γ s(8.6mev) seit seitjuni Juni001 Phase3: n He He p + t (He-Zählrohre)

13 SNO: CC und ES CC: e + d p + p + e - (E > 1.4MeV) Nur sensitiv auf e Messung des e Energiespektrums ES: eμτ + e - eμτ + e - σ( e,e) 5 σ( μτ,e) Auch in Super-K (KamLAND-solar, Borexino)

14 SNO: Solarer 8 B-Neutrinofluss Ereignisse (306Tage) Standard Sonnen Modell (SSM): BP00 φ SSM = φ e φ μτ 10 6 cm s cm s 1 Stimmt!

15 SNO: Folgerung Anzahl der 8 B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt! 1/3 erreichen den Detektor als e /3 erreichen den Detektor als μ oder τ Damit ist gezeigt: e Transformation μ/τ Mechanismus?

16 Analyse der solaren Neutrinoexperimente Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 00 SMA praktisch ausgeschlossen LMA LOW Quasi-Vac Welche Lösung?

17 Reaktorneutrino-Experiment KamLAND 1000t Flüssig-Szintillator Reaktor: e E v 1 10MeV Distanz Distanzder derreaktoren <L> <L> km km Verschwinden von e?

18 LMA-Test mit Reaktor-(Anti)-Neutrinos Mittlere Entfernung der Reaktoren von Kamland: 175km L vac osz.48 E [MeV] [ m] = Δm [ev ] E (Reaktor-) 5MeV Δm (LMA) = ev.5 5 Losz m = km Test möglich!

19 Nachweis der Reaktor-Antineutrinos + e + p e + n E v > 1.8 MeV promptes Ereignis: E v 0.77 MeV verzögertes Ereignis: n + p d 180μsec + γ (.MeV)

20 KamLAND: Energiespektrum Größter Effekt Position Δm

21 Reaktorneutrino-Experimente Phys. Rev. Lett. 90 (003) 0180

22 Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND 99.73% 99% 95% 90% LMA-II LMA-I Analyse KamLAND-Koll. Phys. Rev. Lett. 90 (003) 0180 Analyse Maltoni, Schwetz, Valle

23 Solare/Reaktor Neutrinos: Status Flavor-Umwandlung e μ/τ Beste Erklärung: Neutrinooszillationen in Materie Mischung nicht maximal! Vorzeichen von Δm 1 bestimmt LMA (best fit): tan θ sol 0.46 Δm ev

24 Solare/Reaktor Neutrinos: Zukunft KamLAND-Reaktor: höhere Statistik Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz Oszillationsmuster, Genauigkeit Δm sol und θ sol Test des Standard Sonnenmodells und Test des Materieeffekts: 7 Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) SSM KamLAND-Solar und BOREXINO pp-fluss: GNO, LENS

25 Atmosphärische Neutrinos Oszillationswahrscheinlichkeit variiert mit Zenithwinkel θ θ L 0 km atmosphärische Neutrinos: E v einige GeV L km P( μ ) x = 1. 7Δm sin θ atm sin E atm L

26 Kamiokande Experiment: Nobelpreis 00 Masatoshi Koshiba, (Kamioka Nucleon Decay) Experiment solare atmosphärische Supernova

50kton Super-Kamiokande Detektor SK-I: SK-I: Datennahme 1498 1498 Tage Tage (Mai (Mai 1996 1996 Juli Juli001) Unfall Unfallimim November 001: 001: ~50% ~50% der derpmt s PMT simplodiert SK-II: Start

27 50kton Super-Kamiokande Detektor SK-I: SK-I: Datennahme Tage Tage (Mai (Mai Juli Juli001) Unfall Unfallimim November 001: 001: ~50% ~50% der derpmt s PMT simplodiert SK-II: Start Start Dezember mit mit50% PMT PMT Abdeckung --ok ok für füratm. Neutrinos und und KK, KK, --höhere höhereenergieschwelle für fürsolare solareneutrinos. SK-III: ~005, ~005, wieder wiedervolle volleanzahl Anzahlder derpmt s.

28 SuperK atmosphärische Neutrinos e ähnliche Ereignisse μ ähnliche Ereignisse μ e μ e Ohne Oszillationen Oszillationen (best fit) Daten

29 Atmosphärische Neutrinos: Analyse Neutrinooszillationen Best Best fit: fit: Δm Δm atm = atm ev ev sin sin θ θ atm = atm Bestätigt durch MACRO, SOUDAN

30 Atmosphärische Neutrinos: Resultate Disappearance von μ (Zenithwinkel abh.) Bester fit für μ τ Oszillationen μ e Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen Vorzeichen von Δm 3 unbekannt! Δm atm = (1.5 4) 10-3 ev (90%CL) sin θ atm = 1.0 Maximale Mischung! (LMA-Mischung θ solar nicht maximal)

31 KEK KK Beschleuniger Experiment Near Detector 1 ton μ, <E >= 1.3 GeV Super-K far detector 50 kton 300m 50km Ziel: POT = 00 Neutrino Ereignisse in SK Ergebnis (06/ /001): POT Ereignisse Far Detector :: 56 ohne Oszillationen erwartet: Wahrscheinlichkeit für Null Oszillation: <0.4%

32 Long Baseline Beschleuniger Experimente: Zukunft Appearance der Tau-Neutrinos: OPERA, Icarus (Cern Gran Sasso) Volles Oszillationsmuster: MINOS (Fermilab Soudan), Icarus Präzisionsmessung von Δm atm und sin θ atm : MINOS, Icarus JHF Super-K

33 Was wissen wir über die Mischungsmatrix? e μ τ 1 = c s 3 θ atm 3 s c 3 3 c13 0 s13e iδ 0 1 θ 13, δ 0 s 13 e c 0 iδ 13 c s 0 1 θ sol 1 s c Solare Neutrinos und Reaktorexperiment (Kamland): tan θ sol 0.46 Atmosphärische Neutrinos und Beschleuniger (KK): sin θ atm 1 Unbekannt: θ 13, CP-Phase δ Grenze durch CHOOZ Reaktorexperiment: sin θ 13 < 0.1 Jagd nach θ 13 und δ!

34 Bestimmung von θ 13 und δ: θ 13 in subdominanten Effekten bei long baseline Neutrinooszillations-Experimenten: Reaktor und Beschleuniger P( ) e μ P( ) Δm 16s1c1s13c13s3c3 sinδ sin 4E e δ durch Asymmetrie: μ = 1 Δm Lsin 4E 13 falls Θ 13 groß genug Δm Lsin 4E 3 L Neutrino-Superbeams, Off-axis beams, Neutrino Factory

35 LSND: Beam Dump Experiment π + μ + + μ μ e e μ e Überschuss gesehen! Verifizierung durch MiniBooNE/FNAL (läuft) Interpretation: steriles Neutrino

36 Bestimmung der Neutrinomasse Super-K (atm. Neutrinos): Δm atm = ev m( i ) > 0.05 ev Das bestimmt die Energieskala bei der man suchen muss

37 Tritium β-zerfall: Mainz/Troitsk 3 H 3 He + e - + e m = U m ei β i i Zukunft: KATRIN m < 0.35 ev β Mainz Daten (1998,1999,001) m = 1. ±. ±.1 ev m < β β.ev ( 95%CL)

38 Neutrinoloser Doppelbetazerfall 0v Doppelbetazerfall: p u n d W e nur für Majorana-Neutrino und m V > 0! v = v d W n u p (A,Z) (A,Z+) + e - e Majorana-Neutrino: Neutrino Anti-Neutrino

39 Neutrinoloser Doppelbetazerfall gv 0 [ T1 / ] = G ( E0, Z) M GT M F mv ββ g A Phasenraumfaktor Übergangsmatrixelement effektive Neutrinomasse effektive Neutrinomasse im 0ββ-Zerfall: m ββ 3 i= 1 m i U ei Vergleich β-zerfall: m β = i m i U ei

40 Doppelbeta-Experimente: Resultate m < 0.35 ev (90% CL) ββ Heidelberg-Moskau Kollaboration, Eur.Phys.J. A1 (001) 147 IGEX Kollaboration, hep-ex/0006, Phys. Rev. C59 (1999) 108 HM-K IGEX alle 90%CL

41 Doppelbetazerfall: Zukunft

42 Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP) Aus Fit an Multipolentwicklung der T-Fluktuationen (WMAP, CBI, ACBAR, dfgrs, Lyman-α): Ω h < ev < 0.3 m (95% CL)

43 Zusammenfassung Neutrinooszillationen: Solare, Reaktor-Neutrinos/KamLAND: e μ/τ Oszillationen (LMA) Oszillationsmuster Atmosphärische, Beschleuniger-Neutrinos/KK: μ τ Vakuum Oszillationen Oszillationsmuster τ -Appearance Masse des leichtesten Neutrinos: <m> β <. ev β-zerfall <m> ββ < 0.35 ev ββ-zerfall m < 0.3 ev CMBR-fit Majorana? Zukunft: Messung von θ 13, δ Reaktor, Superbeams, Off-axis beams, Neutrinofactory

44 ENDE

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