Solare Neutrinos. Henning Hünteler Betreuer: Dr. Sven Rakers

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1 Solare Neutrinos Henning Hünteler Betreuer: Dr. Sven Rakers

2 Allgemeine Gliederung Grundlegende Informationen Neutrinoentstehung in der Sonne Bisherige Nachweisversuche Das Neutrinoproblem Aktuelle und zukünftige Experimente

3 Grundlegende Informationen

4 Grundlegende Informationen Der β-zerfall Endeckung: Becquerel (1900, Nobelpreis 1903) Hypothese: n p + + e Probleme dieser Theorie: Kontinuierliches Elektronenspektrum Energie-,, Impuls-,, Drehimpulserhaltung verletzt

5 Grundlegende Informationen Mögliche Erklärungsversuche Mehrere Energieniveaus im Kern, Zerfall in angeregten Zustand Problem: Keine γ-strahlung γ beobachtet Energieerhaltung modifizieren: Evtl. E Anfang Anfang E Ende

6 Grundlegende Informationen Paulis Hypothese Grundlegend neuer Ansatz: Neues Teilchen als Bilanzfälschung des β-zerfalls Neutrino ( kleines Neutrales ) Eigenschaften: Spin: ½, keine Masse, keine Ladung, keine Wechselwirkung + n p + e + ν

7 Grundlegende Informationen Eigenschaften der Neutrinos

8 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

9 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Das Savannah-River River-Experiment Unterirdisch 12m unterhalb eines Kernreaktors Nachweis der γ-quanten mit Photomultipliern Nachweis der Neutronen mit Cadmium

10 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

11 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

12 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Bei Signal: 1.) 1. Signal von Positron? 2.) 2. Signal von Neutron? 3.) Signal von umgekehrtem β-zerfall 4.) Ausschluss anderer Signalquellen

13 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Nobelpreis 1996 für f r Reines

14 Neutrinoentstehung in der Sonne

15 Neutrinoentstehung in der Sonne Der pp-zyklus Der pp-zyklus liefert 98,4% der solaren Energie: 99,75% Eν 0,42MeV p + p H + e + ν e p + e + p H + ν e 0,25% Eν=1,44MeV 2,4*10-5 % Eν 18,77MeV He + p He + e + ν e H + p He+ γ % He + He Be + γ 86% He He p + 90%: Eν=862keV 10%: Eν=384keV 14% 0,02% Be + e Li + ν e 7 7 Be + p B + γ Li + p 2 He B Be+ e + ν e 8 8 Be He E ν 14,06MeV

16 Neutrinoentstehung in der Sonne Der CNO-Zyklus C+ p N + γ + N C+ e + ν e N + p C+ He C+ p N + γ + O N + e + ν e N + p O+ γ N + p O+ γ O+ p N + He O+ p F + γ + F O+ e + ν e 17 17

17 Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum Name Reaktion E [ MeV] pp pep hep 7 Be 8 B 13 N 15 O 17 F p + p H + e + ν e p + e + p H + ν e He + p He + e + ν e Be + e Li + ν e 7 7 B + Be+ e + ν e N + C+ e + ν e O + N + e + ν e F + O+ e + ν e ν ± E max [ MeV] ν 0.423± , ± ± ±

18 Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum

19 Bisherige Nachweisversuche

20 Bisherige Nachweisversuche Eine neue Einheit Zur Beschreibung der Einfangraten wird neue Einheit eingeführt: 1 SNU (solar neutrino unit) =10-36 Einfänge pro Sekunde und Targetatom

21 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Aufbau 1968 von R. Davis, erstes Experiment zum Nachweis von Neutrinos Einfangreaktion: e Cl + ν Ar + e Nachweisreaktion: Ar Cl + e + ν e +

22 Aufbau: Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Homestake-Goldmine Goldmine,, South Dakota Abschirmtiefe 1478m (4100mwe) Φ µ =4m -2 d t Perchlorethan C 2 Cl 4, n( 37 Cl)/n(Cl)=0,24 2,2*10 30 Targetatome

23 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Die Extraktion des Argon: Ausspülen des Argon mit Helium Abkühlung mit Stickstoff Kondensation

24 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Befüllung von speziellen Zählrohren mit dem gewonnenen Argon unter extrem schwerer Bleiabschirmung Bestimmung der gewonnenen Argonmenge durch den Rückzerfall τ 35d

25 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Schwellenenergie: 7 Be, 8 B, pep, hep Cl Eth = 0,814MeV hep Neutrinos werden detektiert

26 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Mittlere Zählrate gemittelt über die letzten 25 Jahre: Cl Rexp = 2,56 ± 0,16 ± 0,16SNU = 2,56 ± 0,32SNU Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen Sonnen- Model beträgt: Cl RSSM = 7,6 + 1,3 1,1 SNU

27 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO GALLium EXperiment und Gallium Neutrino Observatory Messungen: (Gallex( Gallex) (GNO) Einfangreaktion: e Ga + ν Ge + e Nachweisreaktion: Ge Ga + e + ν e +

28 Aufbau: Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Gran Sasso Underground Laboratory Italien Abschirmtiefe: 3300mwe 30,3t Gallium in 101t GaCl 3 -HCl

29 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Bestimmung des Ge-Gehalts: Gehalts: 2GeCl 4 wird in Wasser eingeleitet: GeH 4 Bestimmung des Ge-Zerfalls (τ=16,5( d) mit Hilfe von Proportionalzählrohren

30 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Schwellenenergie für Galliumexperimente: 0,233MeV Alle solaren Neutrinos können k detektiert werden

31 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Mittlere Zählrate gemittelt über 7, bzw. 3 Jahre Messzeit: R = 77,5 ± 6,2 SNU = 77,5 SNU Ga, Gallex + 4,3 + 7,6 exp 4,7 7,8 R = 65,8 SNU = 65,8 SNU Ga, Gno + 10,2 3,4 + 10,7 Ga 9,6 3,6 10,2 R = 74,1± 5, 4 SNU = 74,1 SNU Ga, Gallex+ Gno + 4,0 + 6,7 Ga 4,2 6,8 Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen Sonnen-Model beträgt: R Ga SSM = SNU

32 Bisherige Nachweisversuche Kamiokande Kamioka Neutrino Detektor Experiment, erstes Echtzeit-Experiment Experiment Messungen: Einfangreaktion: ν + e ν + e Nachweis des Cherenkov-Lichtes der Elektronen

33 Aufbau: Bisherige Nachweisversuche Kamiokande Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 3000t H 2 O, 948 PMTs

34 Bisherige Nachweisversuche Kamiokande Detektion des Cherenkov-Lichtes Lichtes: Streuung eines Neutrinos an einem Elektron Elektron emittiert Cherenkov-Licht Detektion über die PMTs ν Keine Kernreakion sondern Streuung Sensitiv für f r alle Neutrinoflavours σ(ν µ ) σ(ν τ ) 0,15*σ(ν e ) e

35 Bisherige Nachweisversuche Informationen über Einfallwinkel Neutrinoenergie Zeitlicher Verlauf Kamiokande Energieschwelle: 6,75 MeV, nur 8 B und hep-neutrinos Gemessener Neutrinofluss: Kam Φ = 2,82 ± 0,37 10 ν 8 e Φ = 5, cm s BSSM, + 1, ν 0,81 e cm s

36 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Super-Kamioka Neutrino Detektor Experiment Messungen: Einfangreaktion: ν + e ν + e Nachweis des Cherenkov-Lichtes der Elektronen

37 Aufbau: Bisherige Nachweisversuche Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 50000t H 2 O, cm-PMTs Super-Kamiokande

38 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Energieschwelle: 4,75 MeV, nur 8 B und hep-neutrinos Gemessener Neutrinofluss: Kam Φ = 2,82 ± 0,37 10 ν 8 e Φ = 5, cm s BSSM, + 1, ν 0,81 e cm s

39 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

40 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande 3-dimensionale Simulation der Events: scharf begrenzter Kreis: Myon, verwaschener Kreis: Elektron

41 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

42 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Der Unfall: , 11:01:30: Ein PMT implodiert durch eine Kettenreaktion werden 6665 PMTs zerstört rt

43 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Wiederaufbau bis 2006, 25M$ Seit Ende 2003 vorsichtige Wiederaufnahme des K2K- Experiments

44 Bisherige Nachweisversuche Das Neutrinospektrum

45 Das Neutrinoproblem

46 Das Neutrinoproblem Erste Diskrepanz zwischen Vorhersage und Messung 1968 beim Homestake-Experiment Experiment, danach bei allen anderen durchgeführten Versuchen, etwa derselbe Faktor.

47 Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche

48 Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche

49 Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche Schon 1969: Theorie der Neutrinooszillation von Vladimir Gribov und Bruno Pontecorvo

50 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Zunächst: Nur 2 Neutrinos im Vakuum Beschreibung identische mit jener von z.b. 0 0 ( nn, K K ) ν e cosθv sinθv ν1 = ν µ sinθv cosθv ν 2 Wobei θ V der Vakuummischungswinkel ist. ν e,µ sind die Flavour-Eigenzustände und ν 1,2 die Masseneigenzustände. Dann folgt für die zeit. Entwicklung der Neutrinos: ν () t ie1t cosθ sin θ ν (0) e 0 e V V 1 = ie2t ν () sin V cos V 0 2(0) µ t θ θ e ν

51 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Wahrscheinlichkeit ein ν e nach der Zeit t als ν e anzutreffen: νe( t) νe(0) = 1 sin 2θV sin ( E1 E2) t 2 Unter der Annahme dass die Masseneigenzustände denselben Impuls haben gilt für die Energiedifferenz: E m m m E = = 2E 2E 2 1 OBdA: : m 2 >m

52 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation So lässt sich eine Oszillationslänge bestimmen: π R νe νe = 1 sin 2θV sin LV R ist hier die zurückgelegte Strecke und L V die Oszillationslänge: L V 4 = = m mc MeV m 2 π E E ev 2, Bei gleichen Massen findet keine Oszillation statt Neutrinos besitzen eine endliche Masse!!!

53 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Nun werden 3 Flavoureigenzustände betrachtet, die sich als Kombination aus den 3 Masseneigenzuständen auffassen lassen: ν e Ue1 Ue2 U ν e3 1 ν = U U U ν µ µ 1 µ 2 µ 3 2 ν τ Uτ1 Uτ2 U τ3 ν 3 iδ Ue1 Ue2 Ue c13 0 s13 e c12 s12 0 Uµ 1 Uµ 2 Uµ 3 = 0 c23 s s12 c12 0 iδ Uτ1 Uτ2 U τ3 0 s23 c 23 s13 e 0 c mit: c ij = cosθ s = sinθ θ ij : Mischungswinkel ij ij ij e iδ : Phasenfaktor

54 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Die Umwandlungswahrscheinlichkeit in Abhängigkeit der zurückgelegten Strecke

55 Aktuelle und zukünftige Experimente

56 Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Sudbury Neutrino Experiment Messungen: Einfangreaktionen: CC : ν + d p + p + e e NC : ν + d p + n + ν ES: ν + e ν + e

57 Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Aufbau: Creighton Mine, Sudbury,, Ontario Abschirmtiefe: 2073m (6010mwe) 1000t D 2 O, cm-PMTs

58 Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Energieschwellen: SNO Eth ( CC) 8,2MeV SNO 8 Eth ( NC) 2,2 MeV B, hep SNO Eth ( ES) 7,0MeV SNO Φ v = 1,76 ± 0,05 ± 0,09 10 cm s = 1,76 ± 0,10 10 cm s e µ, τ SNO Φ v = 3, 41± 0, cm s = 3, cm s 8 Φ = 5, , , ,45 0,64 BSSM, + 1, ν 0,81 e cm s

59 Aktuelle und zukünftige Experimente Bestätigung der Oszillation durch SNO

60 Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment Neutrinomassen aus Kinematik von Zerfallsprozessen Bisher: m(ν e ) 2,2 ev m(ν µ ) 170keV m(ν τ ) 15,5MeV Mit KATRIN (erste Testmessungen 2006) kann die Elektron-Neutrinomasse bis auf 0,35eV bestimmt werden 3 3 Nachweis der Reaktion H He+ e + ν e Halbwertszeit: 12,32a

61 Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment

62 Aktuelle und zukünftige Experimente Aufbau: Das KATRIN-Experiment Reduzierung des Untergrundes im Vorspektrometer, Messung der Energie im MAC-E Spektrometer

63 Aktuelle und zukünftige Experimente Long-Baseline Baseline-Experimente Überprüfung der Theorien zur Neutrinooszillation Experimente mit künstlichen Neutrinos, die bis zu 12000km bis zum Detektor zurücklegen Unterscheidung in Beschleuniger- und Reaktorbasierte Experimente (Neutrinos aus Zerfällen,, oder bestehenden Reaktoren)

64 Aktuelle und zukünftige Experimente Long-Baseline Baseline-Experimente Appearance: Detektion von Neutrinos die in der Quelle nicht produziert wurden Disappearance: : Diskrepanz der detektierten Neutrinos zum theoretischen Wert

65 Aktuelle und zukünftige Experimente Das K2K-Experiment Detektion der Myon-Neutrinos Neutrinos: Erste Ergebnisse: : 4,8*10 19 der Protonen abgeschossen. Nachweis von 56 Ereignissen, theoretisch: 80±4,9±9,0

66 Aktuelle und zukünftige Experimente Das MINOS-Experiment Experiment wie bei K2K Start: Anfang 2005 Baseline: : 734 km Protonenfluss: 3,8*10 20 /a Ferner Detektor: MINOS Sandwich aus 243 Stahlplatten und Szintillatorstreifen,, 5kt Naher Detektor: 1kt MINOS

67 Aktuelle und zukünftige Experimente Das CERN-Gran Sasso-Experiment Start: 2006 Appearence von τ-neutrinos 4,5*10 19 Protonen/a

68 Aktuelle und zukünftige Experimente Das JHF-SK SK-Experiment Start: 2006 Appearence-Experiment (ν e ) Protonen/a Ferner Detektor: Super-Kamiokande

69 Aktuelle und zukünftige Experimente Ausbau des Beams auf die 5-fache 5 Leistung Experiment Das JHF-Hyper Hyper-Kamiokande- Bau des Hyper- Kamiokandes, Tochibora-Zinkmine 1Mt-Wasser, 500m langer Tank

70 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit

71 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Das Savannah-River River-Experiment Unterirdisch 12m unterhalb eines Kernreaktors Nachweis der γ-quanten mit Photomultipliern Nachweis der Neutronen mit Cadmium

72 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

73 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

74 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Bei Signal: 1.) 1. Signal von Positron? 2.) 2. Signal von Neutron? 3.) Signal von umgekehrtem β-zerfall 4.) Ausschluss anderer Signalquellen

75 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 1.) Einfügen von Bleiplatten zwischen 2 der 3 Detektoren Signal oben < Signal unten Signal stammt aus den Wassertanks, Positroniumannihilation

76 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 2.) Verringerung der Cd- Konzentration Zählrate sinkt Neutroneneinfang

77 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 3.) Ersetzen des Wassers durch Schweres Wasser Theoretisch ist 2 ν + H 2n+ e e 15 mal seltener als ν + p + n+ e + e Zählrate sinkt Protonenabhängig ngig +

78 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 4.1 Variation des störenden Hintergrundstrahlung 4.2 Veränderung der Detektorabschirmung keine Signalveränderung nderung Neutrinonachweis Nobelpreis 1996 für f r Reines

79 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Soviet-American American-Gallium-Experiment Messungen: Einfangreaktion: e Ga + ν Ge + e Nachweisreaktion: Ge Ga + e + ν e +

80 Aufbau: Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Baksan Neutrino Observatory,, nördlicher Kaukasus Abschirmtiefe 2000m (4700mwe) Φ µ =2,6m -2 d -1 50t metallisches 71 Ga 4,3*10 29 Targetatome

81 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Schwellenenergie für Galliumexperimente: 0,233MeV Alle solaren Neutrinos können k detektiert werden

82 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Mittlere Zählrate gemittelt über 11 Jahre Messzeit: Ga = 70,8 + 5,3 + 3,7 = 70,8 + 6,5 exp 5,2 3,2 6,1 R SNU SNU Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen Sonnen- Model beträgt: R Ga SSM = SNU

83 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Neutrinooszillation in Materie Asymetrien zwischen Tag und Nacht lassen auf eine veränderte Neutrinooszillation ind Materie schliessen.