Standard Sonnenmodell & Solare Neutrinos. Max Camenzind Akademie für Ältere April 2014

Transkript

1 Standard Sonnenmodell & Solare Neutrinos Max Camenzind Akademie für Ältere April 2014

2 Die Sonne mit SDO im Januar 2014

3 Die Photosphäre der Sonne: T = 5770 K

4 Unsere Themen Neutrinos sind stabile Elementarteilchen Wie konstruiere ich ein Standard- Sonnenmodell? Welche Solaren Neutrinoexperimente gibt es? Was sind Neutrino-Oszillationen? Was bedeutet SNO? SNU? Was und wo misst Borexino?

5 Elementarteilchen Kernreaktoren

6 Natürliche Neutrino-Quellen Erdkruste (Natürliche Radioaktivität) Sonne Kernreaktoren Supernovae (Stellar Collapse) SN 1987A Teilchenbeschleuniger Cosmic Big Bang (Heute 330 n/cm 3 ) Indirect Evidence Erd-Atmosphäre (Cosmic Rays) Kosmische Beschleuniger Bald?

7 Solare Neutrinos p + p d + e + + n e 8 B 8 Be + e + + n e Uranium und Thorium in der Erdkruste etwa 15 TW an Energie. Neutrinofluss an Erdoberfläche (aus dem Inneren) ~ s -1 m -2 Sonne emittiert n e s -1 Neutrino Quellen Ein 5-10 GW Reaktor- Komplex erzeugt Neutrino- Fluss von ~10 20 s -1 Neutrinos aus Cosmic Rays ~100 m -2 s -1

8 Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrinos from the Sun Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China Sonnen-Modelle

9 Bildung des Sonnensystems Es begann vor 4,57 Mrd. Jahren Molekülwolke Nach 10 Mio. Jahren: Planeten Jahre Nach 1 Mio. Jahren Nach 50 Mio. Jahren: pp-ketten

10 Der Solare Nebel Asteroiden & Planeten

11 Stern-Struktur Gleichungen Annahme: sphärische Symmetrie und statische Struktur (keine Expansion) Vergesse: Rotation, Magnetfelder, dp GNMr Hydrostatisches Glgew. dr r 2 Energieerhaltung Strahlungstransport Konvektion dl r 4 r 2 dr Lr 2 4r 3 4 d(at ) dr Literatur Kippenhahn & Weigert: Stellar structure and evolution (Springer 1990) meist adiabatisch r P G N M r L r c Radius der Kugelschale Gas-Druck Newton s Konstante Massendichte Integrierte Masse bis r Leuchtkraft einer Schale Lokale Energie- Produktionsrate [W/kg] nuc grav n Opazität c Radiative Opazität 1 Rosseland Wärmeleitung Elektronen

12 Input Standard-Sonnenmodell Löse die Sternstrukturgleichungen mit bekannter Mikrophysik, starte von Alter-Null-Modell ZAMS (chemisch homogener Stern) und integriere bis heute Input Größen Sonnenmasse Alter der Sonne M = 1, kg 0,1% Kepler s 3. Gesetz t = 4, yrs 0,5% Meteoriten Sonnenleuchtkraft Sonnenradius Nebenbedingungen L = 3, Watt 0,4% R = 6, m 0,1% Solarkonstante Winkeldurchmesser Metallhäufigkeit (Z/X) = 0,0229 Photosphäre und Meteoriten Adapted from A. Serenelli s lectures at Scottish Universities Summer School in Physics 2006

13 Sonnen-Modell: Freie Parameter 3 freie Parameter: Konvektionstheorie hat 1 freien Parameter: Mischungsweg-Parameter a MLT bestimmt die Temperatur-Schichtung, wo Konvektion nicht adiabatisch ist (oberste Schichten in der solaren Hülle). 2 der 3 von den Anfangszusammensetzung: X ini, Y ini, Z ini (es gilt: X ini + Y ini + Z ini = 1). Individuelle Elemente in Z ini haben relative Häufigkeiten, die in Häufigkeitsmessungen bestimmt werden Konstruiere ein 1 M Anfangsmodell mit X ini, Z ini, Y ini = 1 X ini Z ini und a MLT entwickle dieses Modell bis t iteriere bis (Z/X), L und R besser als 1 in 10 5 passen. Adapted from A. Serenelli s lectures at Scottish Universities Summer School in Physics 2006

14 Output Standard-Sonnenmodell 8 Neutrinoflüsse: Produktionsprofile und integrierte Werte. Nur 8 B Fluss bisher direkt gemessen (SNO) Chemische Profile X(r), Y(r), Z i (r) Elektron und Neutronen Dichteprofile ( für Materie-Effekte bei Neutrino Propagation) Thermodynamische Var. als Funktion des Radius: T, P, Dichte, Schallgeschwindigkeit c S Helium Häufigkeit Y surf auf Oberfläche (Z/X and 1 = X + Y + Z 1 Freiheitsgrad) Tiefe der Konvektionszone, R CZ Adapted from A. Serenelli s lectures at Scottish Universities Summer School in Physics 2006

15 Main Standard Regions of Sonnen-Modell: the Sun Struktur

16 Standard Sonnen-Modell

17 Standard Sonnen-Modell: Profile Temperatur Dichte

18 Energieproduktion Standard-Sonnenmodell

19 Dichte Standard-Sonnenmodell Strahlung Fusion Konvektion

20 Temperatur Standard-Sonnenmodell

21 Spektrum Standard-Sonnenmodell Erdoberfläche

22 Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrinos from the Sun Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China Solare Neutrinos

23 Bethe s Paper Kernreaktionen in Sternen Noch keine Neutrinos von Kernreaktionen 1938

24 Sonne produziert e-neutrinos Zwei Protonen fusionieren zu Deuterium, ein Positron und ein Elektron-Neutrino Der größte nukleare Reaktor... p e + p n p n e 100 Milliarden Neutrinos von der Sonne strömen jede Sekunde durch Ihre Fingerspitzen!

25 Neutrino Produktion in der Sonne pp chain: pp, pep, 7 Be, hep,and 8 B n CNO cycle: 13 N, 15 O, and 17 F n Davide Franco APC CNRS GdR Neutrino 2012

26 Proton-Proton Ketten mit n e Energien p p 2 H e ne < 0,420 MeV p e p 2 H n e 1,442 MeV 100% 0.24% 2 H p 3 He pp-i 85% 15% hep 3 3 He He 4 He 2p 3 4 He He 7 Be 3 He p 4 He e ne 90% 10% 0.02% < 18,8 MeV 7 7 Be e 7 7 * Li ne Be e Li ne 0,862 MeV 0,384 MeV 7 8 Be p B 8 8 * B Be e ne < 15 MeV pp-ii Li p He He pp-iii 8 * 4 4 Be He He

27 Sonnen-Neutrino 1 AE Gallex GNO Sage Homestake SNO SuperKamioka (real time) Borexino (real time) Davide Franco APC CNRS GdR Neutrino 2012

28 Pioniere der Sonnen-Neutrino Forschung Homestake Chlor-Experim 8 B Pionier in der Berechnung von Ereignisraten für verschiedene experimentelle Setups John Bahcall CNO 7 Be 1. Messungen ( ) Raymond Davis Jr

29 1. Messungen von Sonnen-Neutrinos Inverser beta-zerfall von Chlor 600 t Perchlorethylen Homestake solar neutrino observatory ( )

30 600 Tonnen Reinigungsmittel Neutrinos verändern Chlor- Atoms zu Argon-Atomen via Inverser Beta-Zerfall Cl + n e Ar + e - n + n e p + e - Messe die Argon-Atome, die in einem Monat erzeugt werden... undfinde 10 Atome in einer Flüssigkeit von Atomen 21st/22nd March 2002

31 Resultate des Chlor-Experimentes Average Rate Average ( ) 2,56 0,16 stat 0,16 sys SNU (SNU = Solar Neutrino Unit = 1 Absorption / sec / Atoms) Theoretische Vorhersage 69 SNU Solar Neutrino Problem seit 1970

32 GALLEX / GNO / SAGE radiochemische Detektion von solaren n Solare Modelle : SNU 30,3 Tonnen Gallium in wässeriger Lösung (GaCl 3 + HCl) n e + 71 Ga 71 Ge + e - Schwelle = 233 kev detektiert alle n GALLEX : 77,5 ± 7,8 SNU (73,4 ± 7,2 SNU) GNO : 62.9 ± 6,0 SNU GALLEX/GNO : 69,3 ± 5,5 SNU (67,6 ± 5,1 SNU) ~ 60% des solaren Modells W.Hampel et al., Phys. Lett. B447 (1999) 127 M.Altmann et al., Phys. Lett. B616 (2005) 174 F.Kaether et al., Phys. Lett. B685 (2010) 47

33 Sonnen-Neutrino Summary ~ 2000 Verschiedene Experimente sind sensitiv auf verschiedene solare Prozesse. Jedoch zeigen alle Experimente ein signifikantes Defizit an Neutrinos. Könnte das Sonnenmodell falsch sein? Lösung liegt in der Quantenmechanik!

34 2 Neutrino Quantenmechanik n m n 2 n 2 n m n e n e q n 1 n 1 n m n 2 n e n e cosq n 1 sinq n 2 n m sinq n 1 cosq n 2 n 1

35 Neutrino Mischung n n e m cos sin q q sin cos q q n n 1 2 Weak Flavour Basis Massen Basis Wichtig! m m 1 2

36 Neutrino Wahrscheinlichkeit ] 2 ) ( [ )sin (2 sin ), ( ) ( t E E t x P e q n n n m m ] 4 [ )sin (2 sin ) ( E L P e m q n n m 0 ), ( und 1 ), ( Falls t x t x e n m n t = 0

37 Neutrino Überleben 2 2 m P( n e n m ) sin (2q )sin [ 4 2 L E ] m 1 m 2

38 Super-Kamiokande 11 Stockwerke hoch Meter Untergrund Tonnen Wasser Tonnen Volumen Photomultiplier 0,5 Meter O Photomultiplier Verlassene Zink-Mine

39 Cerenkow-Strahlung im Reaktor

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41 SuperKamiokande Entdeckung Bekanntmachung am 5. Juni 1998: Gist: There are fewer upcoming muon neutrinos than expected from downgoing neutrino flux. Data consistent with neutrino oscillations.

42 Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China Super-Kamiokande: Sonne im Licht der Neutrinos

43 2002 Physik Nobelpreis Neutrino Astronomie Ray Davis Jr. ( ) Masatoshi Koshiba (*1926) for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos

44 Reaktor Anti-Neutrino Experimente

45 KamLAND = Kamioka Liquid Scintillator Antineutrino Detektor 53 Reaktor Anti-Neutrinos

46 KamLAND Oszillation auf km P(ν e ν e ) = 1 - sin 2 2θ sin 2 (1,27 [Δm 2 (ev 2 ) L(km)] / E ν (MeV)), Distanz zum Reaktor [m]

47 KamLAND Resultate

48 KamLAND 2008

49 Double Chooz

50 3 Flavour Zustände Q 13

51 Double Chooz 3 Oszillationen KamLAND

52 Reaktor Anti-Neutrino Spektrum

53 Anti-Neutrino Oszillation

54 SNO löst das Sonnen-Neutrino P 2039 m Tiefe 1000 Tonnen schweres Wasser (D 2 0) PM Detektoren

55 SNO Sudbury Neutrino Observatory In Sudbury, Ontario Cerenkov Detektoren Schweres Wasser 2039 m Untergrund 9600 PMTs

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57 Sudbury Neutrino Observatory

58 Sudbury Neutrino Observatory SNO 1000 tonnes D 2 O Support Structure for 9500 PMTs, 60% coverage 12 m Diameter Acrylic Vessel 1700 tons Inner Shielding H 2 O 5300 tons Outer Shield H 2 O Urylon Liner and Radon Seal

59 SNO misst alle Neutrinos Im beta-zerfall werden die Elektron-Neutrinos erfasst n e + d p + p + e Alle Neutrinos brechen Deuterium auf (Elektron, Muon oder Tau) n alle + d p + n alle + n Messe e oder n über Lichtblitze Mit Oszillationen Anzahl n e Anzahl n alle <1

60 SNO Reaktionen Geladene Ströme: Beta Zerfall Elektron Streuung Neutrale Ströme

61 Charged interactions convert neutron to proton. Sensitive only to n e. 30 events/day Neutral interactions disassociate deuteron into neutron and proton. Sensitive to n e, n m, n t. 30 events/day Electron scattering mostly sensitive to n e, with small contribution from n m, n t. 3 events/day SNO Physics and Results Announcement: June 18, 2001 Comparison of SNO results with Super K indicates that the neutrino flux from the sun contains muon neutrinos, supporting neutrino oscillations.

62 Sonnen-Neutrino Problem gelöst

63 Solare Neutrino-Spektroskopie BOREXINO 7-Be line measured by Borexino (since 2007)

64 Borexino Gran Sasso Scintillator: 270 t PC+PPO in a 150 mm thick nylon vessel Stainless Steel Sphere: 2212 PMTs 1350 m 3 Nylon vessels: Inner: 4.25 m Outer: 5.50 m Water Tank: and n shield m water Č detector 208 PMTs in water 2100 m 3 Carbon steel plates Davide Franco APC CNRS GdR Neutrino 2012

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66 Solare Neutrino Spektroskopie mit BOREXINO Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, Sept 2008, Beijing, China Neutrino electron scattering Liquid scintillator technology (~ 300 tons) Low energy threshold (~ 60 kev) Online since 16 May 2007 Expected without flavor oscillations 75 ± 4 counts/100t/d Expected with oscillations 49 ± 4 counts/100t/d BOREXINO result (May 2008) 49 ± 3 stat ± 4 sys cnts/100t/d arxiv: (25 May 2008)

67 Elektron Rückstoss Spektrum Borexino

68 The Borexino Solar neutrino spectroscopy Davide Franco APC CNRS GdR Neutrino 2012

69 Zukunft LENA

70 Zusammenfassung Theoretische Sonnenmodelle sind recht gut verstanden. Damit können auch die theoretischen Hauptreihen-Modelle ad acta gelegt werden. Sonnen-Modelle werden durch Neutrino- Messungen gestützt. Dies führte zur Entdeckung der Neutrino- Oszillationen, die ein völlig neuer Aspekt der Physik sind nicht Teil des Standard-Modells. Mit Reaktor-Experimenten wird heute der Parameterbereich untersucht.