Der Urknall und seine Teilchen: Neutrinophysik

Transkript

1 Der Urknall und seine Teilchen: Neutrinophysik Fabian Schüßler ( ) 1 Einführung 1.1 Warum Neutrinophysik? Untersuchung der fundamentalen Kräfte (schwache WW; Standardmodell) Astrophysik (Atmospheric Neutrino Anomaly, Sonnen-Neutrino-Problem, Neutrinomassen, Supernovae,...) 2 Geschichte 2.1 Entdeckung des Neutrinos 1929 Spektrum des β-zerfalls (n p + e + ν e ) ist kontinuierlich 1930 W.Pauli postuliert neues Teilchen (Drei-Körper-Zerfall) 1934 E.Fermi entwickelt Theorie des β-zerfalls 1956 Reines und Cowan gelingt exp. Nachweis durch inversen β-zerfall (Reaktor-Neutrinos): ν e + p n + e /57 T.D.Lee/C.N.Yang; C.S.Wu: Schwache Wechselwirkung verletzt Parität; Landau, Lee, Yang, Salam: Erklärung der Paritätsverletzung durch 2- komponentige, massenlose Neutrinos H(ν e ) = +1 oder 1 Messung durch Goldhaber, Grodzins, Sunvar: 152 Eu + e ν e Sm 152 Sm +γ Ergebnis: Neutrinos sind linkshändig (H(ν) = 1) 1962 Zerfall µ e + γ wird nicht beobachtet Steinberger, Lederman et al.: 1. Beschleuniger-Experiment p + Be π + µ + + ν µ Untersuchung der Reaktionen des ν µ : ν µ + N e + X nicht gefunden! ν µ ν e

2 Der Urknall und seine Teilchen: Neutrinophysik S.L.Glashow, S.Weinberg, A.Salam entwickeln Theorie der elektroschwachen Wechselwirkung 1973 Entdeckung der Neutralstrom-WW (NC) mit der Blasenkammer Gargamelle (CERN) 1975 Entdeckung des τ-leptons am SLAC (3. Familie) 1987 Nachweis von Neutrinos der Supernova SN1987A (SuperK, IMB) 2000 Direkter Nachweis des τ-neutrinos am Fermilab (DONUT) 2.2 Neutrino Flavours Nach 1962 ist bekannt: Es existieren mindestens 2 verschiedene Neutrinosorten (ν e und ν µ ). Nach 1975: Es exstieren mindestens 3 verschiedene Neutrinosorten (ν e ; ν µ und ν τ ). Wieviele Neutrinos gibt es??? LEP (CERN) / SLC (Stanford): Breite des Zerfalls Z 0 ν l + ν l (l = e,µ,τ,...) ist proportional zur Anzahl der Neutrino-Flavours n ν. Daten liefern n ν =2, 994 ± 0, 012, d.h. es gibt nur 3 (aktive) Neutrinoflavours: ν e, ν µ, ν τ. Abbildung 1: Anzahl der Neutrinosorten

3 Der Urknall und seine Teilchen: Neutrinophysik 3 3 Neutrino-Quellen 3.1 Kernreaktoren Die bei Kernreaktionen entstehenden Spaltprodukte zerfallen meist weiter (oft β-zerfall). Untersuchung der dabei frei werdenden Neutrinos (z.b. Cowan/Reines, 1956). 3.2 Beschleuniger Hochenergetischer Protonenstrahl trifft auf Be-Target, es entstehen Sekundärteilchen (unter anderem Neutrinos), die nach einer von der Energie abhängigen Zerfallsstrecke (z.t. in Neutrinos) zerfallen. Durch geeignete Wahl der Zerfallsstrecke erhält man einen fast reinen Neutrinostrahl. Hoher, steuerbarer Fluss Hohe, variable Energie (alle Flavours) 3.3 Atmosphärische Neutrinos Enstehung durch WW der Atmosphäre mit kosmischer Strahlung (98% Kerne, davon 87% H-Kerne). Atmospheric Neutrino Anomaly: Hauptanteil der Reaktionen führt zu Pionen, die wie folgt zerfallen: π + µ + +ν µ oder π µ + ν µ µ + e + + ν e + ν µ µ e + ν e + ν µ Für E<1GeV gilt νµ ν e 2(höhere Energie: νµ ν e > 2, da nicht alle µ zerfallen). Abbildung 2: Atmospheric Neutrino Anomaly Messungen stimmen nicht mit diesen theoretischen Vorhersagen überein (siehe Abbildung 2)!

4 Der Urknall und seine Teilchen: Neutrinophysik 4 Super-Kamiokande (Neutrino 98): Bestätigung der Anomalie und Hinweis auf Neutrino-Oszillationen durch Nachweis einer Up-Down-Assymetrie (von unten kommen weniger ν µ als von oben; längere Wegstrecke ermöglicht Oszillation; ν µ ν e -Oszillationen finden nicht statt, da ν e -Fluss konstant es gibt ν µ ν τ/s -Oszillationen). 3.4 Sonnen-Neutrinos Standard-Solar-Model (SSM): Energieerzeugung in der Sonne hauptsächlich durch pp-kette: 4p 4 He +2e + +2ν e. Vorhersage des Neutrino-Flusses und des Spektrums mit ±5% Genauigkeit. Nachweis der ν e auf verschiedene Arten: Chlor (Homestake): 37 Cl + ν e e + 37 Ar E ν 814keV Gallium (SAGE, Gallex/GNO): 71 Ga + ν e e + 71 Ge E ν 233keV Cherenkov-Strahlung (SuperK, SNO): ν e + e ν e + e E ν 7, 3MeV Abbildung 3: Sonnen-Neutrino-Problem Überprüfung des SSM durch helioseismologische Messungen, Bestimmung des Verhältnisses 4 He H, Neutrino-Gesamtfluss (SNO), etc. führt zum Sonnen- Neutrino-Problem. Mögliche Erklärung durch Neutrino-Oszillationen.

5 Der Urknall und seine Teilchen: Neutrinophysik 5 4 Neutrino-Oszillationen/Massen Nachweis von Neutrinos erfolgt durch Schwache Wechselwirkung. Gilt m ν 0, so müssen die WW-Eigenzustände ν l nicht mit den Masseneigenzuständen ν i übereinstimmen: 3 ν l = U il ν i i=1 Zeitentwicklung: ν i (t) =e ieit ν i mit E i = m 2 i + p2 i.für den einfachsten Fall (nur 2 Neutrinosorten l und l mischen) ergibt sich für die Übergangswahrscheinlichkeit eines WW-Zustands ν l in einen WW-Zustand ν l : ( ) 1, 27 P l l = l l 2 =sin 2 (2Θ) sin 2 m2 L E ν (mit m 2 [ev 2 ]=m 2 l m2 l ; E ν[mev] und L[m]) Bestimmung der Parameter sin 2 (2 ) und m 2 : Energie der Neutrinos E ν ist bekannt aus dem SSM, bzw. kann gemessen werden (Cherenkov-Detektoren) Bestimmung von P l l aus dem Verhältnis der gemessenen Neutrinos zur theoretischen Vorhersage Direkte Massenbestimmung: Oszillationsexperimente liefern nur Informationen über m 2. Bestimmung der absoluten Neutrinomasse (m νe ) durch Messung des Endpunktes des β-spektrums (z.b.: 3 H 3 He + e + ν e ). Mainzer Neutrinomassen-Experiment (2000): m νe < 2, 2eV

6 Der Urknall und seine Teilchen: Neutrinophysik 6 Literatur [1] David O.Caldwell (Herausgeber): Current Aspects of Neutrino Physics. Springer, Berlin/Heidelberg/New York, [2] Christine Sutton: Raumschiff Neutrino. Birkhäuser, Basel, [3] Wolfgang Pauli: Zur älteren und neueren Geschichte des Neutrinos. Texte zur Forschung, [4] Guy Coughlan und James Dodd: Elementarteilchen. Vieweg, Braunschweig/Wiesbaden, [5] Otto Nachtmann: Elementarteilchenphysik. Vieweg, Braunschweig, [6] T. Mayer-Kuckuk: Kernphysik. Teubner, Stuttgart, [7] S.M. Bilenky: Neutrinos, hep-ph/ [8] J.N. Bahcall: Astrophysical Neutrinos: 20th Century and beyond, hep-ph/ [9] P.I. Krastev J.N. Bahcall M. Fukugita: How Does the Sun Shine?, astro-ph/ [10] P. Langacker: Implications of Solar and Atmospheric Neutrinos, hep-ph/ [11] The Super-Kamiokande Collaboration: Evidence for oszillation of atmospheric neutrinos. Physical Review Letters, [12] The SNO Collaboration: The Sudbury Neutrino Observatory, nucl-ex/ [13] The SNO Collaboration: Measurements of charged current interactions produced by 8 B solar neutrinos at SNO, [14] The SNO Collaboration: Direct Evidence for Neutrino Flavor Transformation from Neutral-Current Interactions in SNO [15] Vortragsfolien und weitere Informationen: (unter Physik, Seminar)