Neutrinos von der Sonne

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1 Neutrinos von der Sonne Sarah Andreas RWTH Aachen

2 Sonne: Neutrinoproduktion Experimente: Neutrinonachweis Experimente I Neutrinos fehlen... Übersicht Solares Neutrino Problem (SNP): Erklärungsversuche Experimente II Lösung...gefunden Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

3 DIE SONNE Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

4 Die Sonne Produktion von 1.8 * Neutrinos pro Sekunde signifikanteste Neutrinoquelle im Sonnensystem ca. 100 Milliarden pro Sekunde durch einen Daumennagel mehrere neutrinoliefernde Reaktionen großer Energiebereich (0-19 MeV) nur Elektronneutrinos ν e Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

5 Solare Neutrinos Warum solare Neutrinos? 1. window into the interior of the sun kleiner Wirkungsquerschnitt direkte, ungestörte Auskunft aus Sonneninneres Gegensatz zu Photonen (~ Millionen Jahre) 2. Auskunft über Neutrinos lange Strecke und verschiedene Dichten durchquert Untersuchung von Oszillationen (Materie und Vakuum) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

6 Sonnen-Neutrino-Produktion im Sonneninneren bei T C = 15.6 Millionen Kelvin (nur inneren 20% des Sonnenradius) exotherme Fusion von Wasserstoff zu Helium Gesamtreaktion: 4 p + 2 e - 4 He MeV zwei mögliche Abläufe: pp - Kette und CNO - Zyklus ν e Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

7 pp-kette PP I MeV p + p D + e + + ν e p + e - + p D + ν e pp :99.75% pep :0.25% D + p 3 He + γ 85 % 14% 1% 1.45 MeV 3 He + 3 He α + 2p 3 He + 4 He 7 Be + γ 3 He + p α + e + + ν ee 14% ν e 0.015% 7 Be + e - 7 Li + e 7 Be + p 8 B + γ MeV α 7 Li + p 2 ν e 8 B 8 Be* + e + + e PP II 0.86 ; 0.38 MeV α 8 Be* 2 PP III 0 15 MeV Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

8 CNO - Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) 4 Protoneinfänge + 2 β - Zerfälle 1 α - Zerfall 12 C nur Katalysator e + e + 1.6% der Energieerzeugung hohe Temperaturen weit im Sonneninnern Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

9 CNO - Zyklus ν e 3 ineinandergreifende Zyklen ν e ν e ν e Nebenzweige nur 1% bevölkert unbedeutend für Energieerzeugung Elementgenese β + 4 neutrinoliefernde - Zerfälle ( Anteile von sehr klein ) 17 F -ν - und e 18 F -ν e Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

10 Temperaturabhängigkeit CNO: ab T > 13 Mio. Kelvin möglich ab T > 18 Mio. Kelvin dominant vorherrschende Energiequelle schwerer Sterne (älterer Generation, da 12 C benötigt) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

11 Standard Sonnen Modell (SSM) Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der Kernreaktionen ν e - Flüsse und Flussspektren φ(eν ) auf der Erde verschiedene Versionen (seit 1930er) J. Bahcall Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

12 Solare Neutrinoproduktion Prozess Kurznotation E [MeV] ν Fluss nach SSM [10 10 cm -2 sec -1 ] ν e p p D e + p e - p D 3 He p 4 He e + 7 Be e - 7 Li 8 B 8 Be e + 13 N 13 C e + 15 O 15 N e + 17 F 17 O e + Gesamt: ν e ν e ν e ν e ν e ν e ν e ν e pp pep hep 7 Be 8 B 13 N 15 O 17 F P-P CNO (90%) (10%) 5.95 (1.40 (9.24 ± ± ± ± (5.05 (5.48 (4.80 (5.63 ± ± ± ± 6.54 ± ) ) ) ) ) ) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

13 Neutrino - Energiespektrum Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

14 EXPERIMENTE I Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

15 Detektoren Masse: 1 Solar Neutrino Unit [SNU] = Einfänge pro Targetatom und Sekunde 1 ν -WW/ Tag alle Targetatome N target = Kerne d.h. O(10-100)t Target für O(1) ν - WW/Tag Untergrund: kosmische Strahlung tief unter Erde 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

16 Experimenttypen Radiochemische Experimente (Typ A) Chlor Experimente (Homestake) Gallium Experimente (GALLEX, SAGE) Realzeit Experimente (Typ B) Wasser-Detektoren (Kamiokande, Super-K) Schwer-Wasser-Detektor (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

17 Radiochemische Experimente (A) Inverser β - Zerfall: ν e e ν e + B(Z) C(Z + 1) + - e n W + p Radioaktiver Zerfall des Tochterisotops C : - C(Z + 1) + e B(Z) + ν e (Elektroneneinfang, meist aus K-Schale) Extraktion und Zerfallsrate von C zählen (z.b. Proporitonalzähler) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

18 Realzeit Experimente (B) Target: reines Wasser Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES) ν x ν - + e x + e - Čerenkov - Licht des Elektrons Target: schweres Wasser zusätzlich Neutrino - Deuteron - Reaktionen: (CC) ν e + D e - + 2p (NC) ν x D ν + p + + x n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

19 Energiebereiche Wasser (A) (B) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

20 Vergleich Radiochemisch (A) Vorteile geringe Energieschwelle Nachteile lange Expositionszeiten Informationsdefizite (ν - Energie und - Richung ) Nur Elektronneutrinos Realzeit (B) Echtzeit evtl ν - Energie ungefähre ν - Richtung verschiedene Flavour hohe Energieschwelle (5 MeV) Neutrinoart schwer bestimmbar Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

21 Erste Anläufe 1946: Pontecorvo s Vorschlag zur Cl-Ar-Methode ν - Einfang : ν e 1951: Begin des ersten radiochemischen Experiment (Davis) 3800l Tank, Brookhaven Reaktor 1955: Aufbau bei einem Spaltungsreaktor (Davis) 11400l Tank, Savannah Reaktor Cl Ar + e 1958: optimistischere Vorhersage solarer Fluss 3800l Tank, Barberton Limestone Mine e Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

22 Erste Anläufe 1946: Pontecorvo s Vorschlag zur Cl-Ar-Methode ν - Einfang : ν e 1951: Begin des ersten radiochemischen Experiment (Davis) 3800l Tank, Brookhaven Reaktor 1955: Aufbau bei einem Spaltungsreaktor (Davis) keine Neutrinos nachgewiesen 11400l Tank, Savannah Reaktor Cl Ar + e 1958: optimistischere Vorhersage solarer Fluss 3800l Tank, Barberton Limestone Mine e Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

23 Erste Anläufe 1946: Pontecorvo s Vorschlag zur Cl-Ar-Methode ν - Einfang : ν e 1951: Begin des ersten radiochemischen Experiment (Davis) 3800l Tank, Brookhaven Reaktor 1955: Aufbau bei einem Spaltungsreaktor (Davis) keine Neutrinos nachgewiesen 11400l Tank, Savannah Reaktor Cl Ar + e 1958: optimistischere Vorhersage solarer Fluss 3800l Tank, Barberton Limestone Mine e keine solaren Neutrinos nachgewiesen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

24 Homestake (A) Davis:...neutrinos captured me early in my career. 1963: neue Berechnungen von J. Bahcall 8 B -ν - Rate höher als zuvor erwartet 1965: Homestake Goldmine, South Dakota (USA) 1478 m Untergrund (kosm. Myonen) 615 t Tetrachlorethylen (C 2 Cl 4 ) ν - Einfang : ν e E s = 814 kev keine pp-ν e Cl Ar + e Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

25 Argon-Extraktion alle 2-3 Monate Tankinhalt durch sog. Eduktoren zirkuliert Helium durch Targetflüssigkeit gespült Atmosphäre in oberen 5% des Tankes Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

26 Argon-Extraktion Zirkulation durch Kontrollraum Abkühlen in Holzkohlefallen mit flüssigem Stickstoff (-196 C) Argon Gefrierpunkt -189 C Trennung des Argon vom Helium durch vollständige Adsorption an Holzkohle Entfernung von Holzkohle durch Aufwärmen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

27 Argon-Extraktion Extraktionseffizienz (~95%): kleine bekannte Menge inaktives Trägergas ( 36 Ar oder 38 Ar) zu Targetflüssigkeit Vergleich Menge wiedergewonnenes Träger-Argon mit ursprünglicher Beigabe Prozentsatz des extrahierten 37 Ar Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

28 30 mm Ergebnisse 20 cm 37 Ar - Zerfälle in Proportionalzählrohr zählen Bestimmung der Anzahl der durch ν e - Einfang erzeugten 37 Ar - Kerne 1967: erster Durchlauf Neutrinofluss kleiner als vorhergesagt (SSM) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

29 Ergebnisse 1970: neues System um Untergrund zu reduzieren Wechselwirkung γ - Strahlen mit Atomen in Proportionalzählrohr Compton-Elektronen entlang Zählrohr langsam ansteigendes Signal Signal aus 37 Ar-Zerfall Auger-Elektronen schnell ansteigendes Signal pulse rise-time system Proportionalzählrohr in Mine Raum mit Wasser gefüllt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

30 Ergebnisse trotz Untergrund-Reduktion: Neutrinorate: 2.56 ± 0.16 (stat.) ± 0.16 (sys.) SNU (Datenmittelwert von 1970 bis 1994) SSM-Erwartung: 7.6 ± 1.8 SNU Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

31 Ergebnisse trotz Untergrund-Reduktion: Neutrinorate: 2.56 ± 0.16 (stat.) ± 0.16 (sys.) SNU (Datenmittelwert von 1970 bis 1994) SSM-Erwartung: 7.6 ± 1.8 SNU 34% des erwarteten Neutrino-Flusses Neutrinodefizit! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

32 Erklärungsversuche für Diskrepanz 1. Experimentelle Seite: Extraktionseffizienz Wirkungsquerschnitt Detektor 2. Sonnen Modell: Temperatur im Sonneninnern Inputparameter 3. Neue Physik: Neutrino Eigenschaften Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

33 Erklärungsversuche für Diskrepanz 1. Experimentelle Seite: Extraktionseffizienz Wirkungsquerschnitt Detektor 2. Sonnen Modell: Temperatur im Sonneninnern Inputparameter 3. Neue Physik: Neutrino Eigenschaften Davis: The most likely explanation, in my view at the time, was that the solar model was in error. Many physicists believed that there was something wrong with our experiment. Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

34 Erklärungsversuche für Diskrepanz 1. Experimentelle Seite: Extraktionseffizienz Wirkungsquerschnitt Detektor 2. Sonnen Modell: Temperatur im Sonneninnern Inputparameter 3. Neue Physik: Neutrino Eigenschaften Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

35 Erklärungsversuche für Diskrepanz 1. Experimentelle Seite: Extraktionseffizienz Wirkungsquerschnitt Detektor 2. Sonnen Modell: Temperatur im Sonneninnern Inputparameter 3. Neue Physik: Neutrino Eigenschaften weitere Experimente! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

36 GALLEX & SAGE (A) 1990er ν e - Einfang : ν e Ga Ge + e E s = 233 kev pp-dominierender Anteil des solaren Neutrino-Flusses, mit guter Sicherheit bekannt höhere Einfangrate kürzere Expositionszeiten (~20-30 Tage) Nachteil: Gallium ist teuer! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

37 GALLEX & SAGE (A) GALLium European EXperiment (Italien) 30t Gallium in flüssiger Galliumchlorid (GaCl 3 )- Lösung 61% des erwarteten Neutrino-Flusses Soviet-American Gallium Experiment (Russland) 50t flüssiges metallisches Gallium 55% des erwarteten Neutrino-Flusses Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

38 GALLEX & SAGE (A) GALLium European EXperiment (Italien) 30t Gallium in flüssiger Galliumchlorid (GaCl 3 )- Lösung 61% des erwarteten Neutrino-Flusses Soviet-American Gallium Experiment (Russland) 50t flüssiges metallisches Gallium 55% des erwarteten Neutrino-Flusses Defizit bestätigt und scheinbar energieabhängig! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

39 Kamiokande & Super-K (B) Wasser-Čerenkov-Detektoren Target: reines Wasser x Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES) ν x ν - + e x + e - kleiner Wirkungsquerschnitt vorallem ν e - Nachweis (Wirkungsquerschnitt 6mal größer) Energieschwelle 8 B -ν und hep -ν 5 MeV große Unsicherheit stark temperaturabhängig Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

40 Prinzip Rückstoß-Elektron schneller als c in Wasser Čerenkov - Licht (Photomultiplier) Lichtintensität ν - Energie Form des Lichtmusters ν - ( e - Richtung ν - Richtung ) Richtung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

41 Kamiokande Kamioka Mine, Japan Wasser-Čerenkov-Detektor t reines Wasser ~ Photomultiplier Höhe 16m, Durchmesser 15.6m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

42 Super-Kamiokande 40 m 40 m seit t reines Wasser PMTs verglichen mit Kamiokande: 10mal mehr Volumen doppelte Dichte an PM mehr beobachtete Neutrinos (ca. 14 Ereignisse pro Tag) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

43 Ergebnisse ν tatsächlich von der Sonne Winkeldifferenz zwischen Sonne und ν - Richtung Peak bei cos θ = 1 θ = 0 ν - Defizit bestätigt beide nur ca. Hälfte des erwarteten Flusses Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

44 SOLAR NEUTRINO PROBLEM Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

45 Stand nach Super-K alle messen weniger ν e als von SSM erwartet Davis lag doch nicht falsch! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

46 Erklärungsversuche theoretische Überlegungen verschiedene Versionen von Sonnen Modellen Neutrino - Zerfall (Bahcall, 1972) schnelle Rotation des Sonneninneren verringert zentral Druck und Temperatur (Demarque, 1973) Sonnenenergie nicht aus nuklearer Fusion, sondern Abstrahlung bei Anwachsen eines schwarzen Loches im Sonnenzentrum Neutrino Oszillationen (Wolfenstein, 1978) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

47 astrophysikalische Effekte Gegenargumente: 1. Konflikt Homestake - Kamiokande Homestake: Kamiokande: 8 B ν (75%) und 8 nur B ν Temperaturabhängigkeit: φ ( φ ( Be ν (15%) T c - Erniedrigung: 8 B stärker reduziert als bei 7 Be B) Be) ~ ~ T T 18 8 ABER: Defizit bei Homestake größer als bei Kamiokande Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

48 astrophysikalische Effekte Gegenargumente: 2. Defizit an 7 Be- ν Übereinstimmung SSM und Kamiokande: nur 50% der 8 B - Neutrino - Vorhersage neue Vorhersagen für Homestake und GALLEX: 8 B - Beitrag größer als gemessener Gesamtwert kein Platz mehr für 7 Be- ν ABER: 8 B aus 7 Be - Reaktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

49 Neutrino-Eigenschaften 1. Neutrinozerfall ausgeschlossen wegen relativistischer Zeitdilatation großer Anteil zerfallender Neutrinos bei kleiner ν - Energie SSM-Abweichung bei GALLEX größer als bei Homestake ABER: gemessenes Defizit: GALLEX: 60% Homestake: 33% Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

50 Neutrino-Eigenschaften 2. Neutrino-Oszillationen plausibelste Erklärung energieabhängige Oszillationswahrscheinlichkeit zwei Möglichkeiten: Oszillationen im Vakuum Oszillationen in Materie neue Experimente zur genaueren Untersuchung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

51 EXPERIMENTE II (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

52 Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Schwer-Wasser-Čerenkov-Detektor Ontario, USA 1000 t D 2 O Unterstützungsstruktur 9500 PMTs (60% Abdeckung) innere Wasserabschirmung 1700 t Kessel, Ø 12m äußere Wasserabschirmung 5300 t Abschirmung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

53 Reaktionen (ES) Neutrino- Elektron- Reaktionen 3 Nachweisreaktionen ( 5 MeV ) starke Richtungssensitivität Neutrino- Deuteron- Reaktionen ( MeV ) ( MeV ) nur Elektronneutrinos flavourunabhängiger Wirkungsquerschnitt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

54 Ergebnisse Φ Φ Φ SNO ES SNO CC SNO NC = = = ± 0.26 ± 0.10 ± 0.62 Analyse Φ Φ Φ SNO ES SNO CC SNO NC = = = Φ Φ Φ ( ν ) + ε Φ ( ν ) e ( ν ) e μ, τ ( ν e ) + Φ ( ν μ, τ ) = Φ tot in Einheiten von 10 6 cm -2 s -1 Falls nur ν, d.h. keine Oszillationen : e φ = φ = CC NC Oszillationen φ ES Φ SSM tot = SSM Vorhersage korrekt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

55 LÖSUNG DES SNP Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

56 Stand nach SNO erwartete Anzahl von solaren Neutrinos aber einige sind ν μ bzw. ν nicht nur Davis, auch Bahcall hatten Recht! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung τ

57 Neutrino-Oszillationen Flavoureigenzustände ν α, α = e, μ, τ keine scharfe Masse, Mischzustände der Masseneigenzustände Masseneigenzustände ν i, i = 1, 2, 3 unitäre Transformation : ν α = U α, i ν i Parameter : 3 Mischungswinkel, 1CP - verletzende Phase Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

58 Zwei-Flavour-Formalismus Transformation : ν ν e μ = cosθ sinθ sinθ cosθ ν ν 1 2 Übergangswahrscheinlichkeit : P( ν 2 2 Δ ν ) sin 2θ sin 2 mit δ α α = Δ = m 2 2 E L Mischungswinkel θ Amplitude Massendifferenz Frequenz δm 2 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

59 Oszillationen Vakuum: mögliche Erklärung für Neutrinodefizite Oszillationslänge in Größenordnung Abstand Sonne - Erde unwahrscheinlicher Zufall Materie: zusätzliche WW durch elastische Streuung Neutrino-Elektron-Streuung wegen CC für verschieden ν e bzw. ( ν μ, ν ) τ Veränderung der Oszillationswahrscheinlichkeit Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

60 MSW - Effekt Oszillationsamplitude : sin 2 A ~ 2θ E ν mat N = e A Δm 2 sin 2 2θ cos 2θ 2 + sin 2 2θ Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein-Effekt (1985): Resonante Verstärkung der Neutrino - Oszillationen in Materiegebieten variabler Elektronendichte Wahrscheinlichkeit für Flavourübergang erhöht Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

61 Fazit MSW plausibelste Erklärung für SNP erlaubte Regionen für LMA ν e ν μ, ν τ LMA bester Fit (LMA) : LOW LOW tan Δm ev Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

62 Davis: The collision between solar neutrino experiments and the standard solar model had ended in a spectacular way: nothing was wrong with the experiments or the theory; Davis something was wrong with the neutrinos, in the sense that they behave in ways beyond the standard model. Bahcall

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65 ANHANG Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

66 Abschätzung pro Zyklus MeV freiwerdende Energie im Mittel nur ca 2% für beiden ν e pro erzeugtes ν e ca.13 MeV Photonenenergie Solarkonstante: S = 8.5 * MeV cm -2 sec -1 Abschätzung ν e - Fluss auf Erde φ ν φ ν = 13 S MeV = cm 2 sec 1 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

67 pp-kette (Zusammenfassung) pp-dominierender Beitrag (91%) gut g bekannt ( σ 1 %) schwach temperaturabhängig (~ T -1.2 ) niedrige Energien ( Eν 0.42 MeV ) hochenergetische Neutrinos 8 B- ν ν ( E ν ( Eν MeV, MeV, selten, ~ T 18 sehr selten ) ) hepoberhalb 5 MeV: nur 8 B -ν und hep -ν signifikante Beiträge f Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

68 pp-kette (Zusammenfassung) 98.4% der Energieerzeugung Neutrinoreaktionen: 3 kontinuierliche Energiespektren pp - Reaktion 8 B - Zerfall hep - Reaktion 3 diskrete Linien pep-reaktion zwei aus 7 Be - Elektroneneinfang Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

69 Geburt des SNP Davis rückblickend zu Homestake - Experiment: The numbers haven t changed much: the Sun produces one-third as many neutrinos as expected. Thus, the solar neutrino problem was born in 1967 and lived until the turn of the century. Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung