Das solare Neutrinoproblem

Transkript

1 Das solare Neutrinoproblem Helene Kraft, Benjamin Gutknecht, Bartosz Slomski, Esther Dönsdorf, Maria Reinhardt, Kristoffer Menzel, David Caliebe 3. Juni,

2 Der Weg zum Postulat des Neutrinos 1930, Wolfgang A. Pauli, österreichischer Physiker, postuliert das Neutrino 1956, experimenteller Nachweis des Antineutrinos durch E. Reines und C.L Cowan 2

3 Der α-zerfall : A Z X A 4 Z 2 Y He Mutterkern X zerfällt in einen Tochterkern Y unter Emission eines 4 2 He-Kerns. Experimentelle Untersuchungen ergeben, dass alle Erhaltungssätze bei diesem 2 Körperzerfall erhalten bleiben. Das Energiespektrum der He-Kerne ist diskret, fast alle emittierten α-teilchen haben gleiche Energien. 3

4 Der β-zerfall : A Z X A Z+1 Y + e Mutterkern X zerfällt in einen Tochterkern Y unter Emission eines Elektrons. Problem : Die Nebelkammeraufnahme von G. Csikai und S. Szalay zeigen, dass Impuls keine Erhaltungsgröße ist, wenn man von einem 2 Körperzerfall ausgeht. Das Energiespektrum der Elektronen ist nicht diskret, sondern kontinuierlich. Energieerhaltungssatz sagt aber einen diskreten Wert voraus! 4

5 Die β-zerfälle mit dem Neutrinomodell : der β -Zerfall : n p + + e + ν Neutron geht über in Proton plus Elektron plus Antineutrino. der β + -Zerfall : p + n + e + + ν Proton geht über in Neutron plus Positron plus Neutrino. Eigenschaften von Neutrinos: Ruhemasse < 2 ev Ladung = 0 Wirkungsquerschnitt m 2 gehört zu den Leptonen, also Spin = 2 Lebensdauer 5

6 Das Sonnenmodell Leuchtkraft der Sonne: L = 3, W. Alter: a abgestrahlte Energie: W = J keine chemische Reaktion liefert diese Energie. T = K, Atome sind ionisiert. Kernfusion als Lösung. 6

7 Neutrinos aus der p-p-kette H +1 1 H 2 1 D + e+ + ν e 2 p + p + e 2 1 D + ν e Be + e 7 3 Li + ν e 8 5 B 8 4 Be + e + + ν e 1. kontinuierliches Spektrum, mit E Max = 0, 4 MeV 2. monoenergetisch E = 1, 44 MeV 3. Abhängig von der Anregungsenergie des Li-Kerns aufgeteilt in zwei monoenergetische Energiegruppen. 4. höchste Energie, aber sehr geringe Anzahl 7

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9 Aus Sonne nur Elektronenneutrinos ν e, gibt zwei weitere Arten: ν τ, ν µ. Man schätzt einen Neutrinofluss φ ν = 6, cm 2 s ab. Der kleine Wirkungsquerschnitt σ ν = cm 2, lässt Neutrinos nahezu ungehindert aus Sonne passieren. Information über Sonnenaktivität bereits nach 500 s auf der Erde. 9

10 Homestake: in den späten 60er Jahren zum ersten Mal solare Neutrinos gemessen Goldmine in South Dakota in 1480 m Tiefe Energieschwelle: 813 kev, sensitiv für ν e aus 8 B in 615 Tonnen C 2 Cl 4 (Tetrachlorethen, Waschsubstanz verhältnismäig günstig!) 1 Cl-Atom pro Tag durch Absorption eines Sonnen-Neutrinos in Argon- Atom umgewandelt: ν + 37 Cl 37 Ar + e chemische Extraktion des Argons mit Hilfe von He Messung des Zerfalls des instabilen Argons φ = 2.56 ± 0.16(stat) ± 0.16(sys) SNU, das entspricht nur ca. 33±3 Prozent der Vorhersage! 1 SNU = 1 ν-ereignis pro Sekunde pro Targetatome 10

11 Kamiokande (Kamioka Nucleon Decay Experiment): 80er Jahre, Japan sollte ursprünglich den hypothetischen Protonen-Zerfall nachweisen ca Tonnen H 2 O, ca photomultiplier Nachweisschwelle: 7 MeV nur 8 B-Neutrinos ν-detektion über das Cherenkov-Licht der gestreuten Elektronen (v e c W asser Cherenkov-Licht) φ cm 2 s 1 von vorhergesagten φ cm 2 s 1 11

12 Super-Kamiokande: Nachfolge-Experiment zu Kamiokande (ebenfalls Cherenkov) 30x gröer, t Wasser in zwei Hüllen, 1000 m unter der Erdoberfläche ( 2700 m Wasser), photomultiplier 12

13 Energieschwelle: 5 MeV 8 B-Neutrinos Richtungs-Bestimmung möglich: erkennbar, ob Neutrinos aus Richtung Sonne kommen, oder nicht φ cm 2 s 1 von vorhergesagten φ cm 2 s 1 13

14 PROBLEM: Es wurden deutlich weniger Neutrinos gemessen als nach SSM berechnet/erwartet! Sonnenmodell falsch, oder was ist mit den Neutrinos passiert??? 14

15 SNO (Sudbury Neutrino Observatory): 1100 t schwerer Target-Kern aus schwerem Wasser (D 2 O), äuere Hülle mit 7000t leichtem Wasser, 9456 photomultiplier, 2km Tiefe ( 6.2km Wasser) 15

16 ebenfalls recht hohe Energieschwelle: 6.75 MeV 8 B-Neutrino φ-messung über folgende Reaktionen: Charged Current (CC): ν e + d p + p + e Cherenkov Neutral Current (NC): ν x + d p + n + ν x, n+d t+γ Electron Scattering (ES): ν x + e ν x + e Cherenkov 16

17 Messergebnisse: φ CC cm 2 s 1 φ ES cm 2 s 1 φ NC cm 2 s 1 nur ca. ein Drittel der ankommenden Neutrinos sind Elektron- Neutrinos Diese Betrachtung des Verhältnisses von ν e zu ν x bestätigt die Theorie der Neutrino-Oszillation!

18 Neutrinooszillation Flavoureigenzustand: ν α >= N U iα ν i > i=1 Spezialfall: α = e, µ und i = 1, 2 ν e > = cos θ ν 1 > + sin θ ν 2 > ν µ > = sin θ ν 1 > + cos θ ν 2 > zeitliche Entwicklung: ν e (t) > = cos θ ν 1 > e i E 1 t + sin θ ν 2 > e i E 2 t ν µ (t) > = sin θ ν 1 > e i E 1 t + cos θ ν 2 > e i E 2 t 17

19 Übergangswahrscheinlichkeit : P (ν α ν β ) = < ν α (0) ν β (t) > 2 Für das Elektron-Neutrino ergibt sich so für das Überleben : < ν e (0) ν e (t) > 2 = cos 2 θe i E 1 t + sin 2 θe i E 2 t 2 = 1 sin 2 (2θ) sin 2 ( (E2 E 1 )t 2 ) Entsprechend für einen Flavourwechsel: < ν e (0) ν µ (t) > 2 = sin 2 (2θ) sin 2 ( (E2 E 1 )t 2 ) 18

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21 Benutze Relativistische Energien: E i = (m i c 2 ) 2 + (pc) 2 Für p >> m i : E i = p + m2 i 2p Bedingung für Oszillationslänge L durch Periodizität: (setze = 1, c = 1): E 2 E 1 2 π = E 2 E 1 2 t 2 = E 2 E 1 2 t 1 + π T = m2 2 m2 1 4p L 20

22 Erhalte also: L = 4πp m 2 Neuer Ausdruck für die Wahrscheinlichkeit: ) P (ν e (0), ν e (R)) = 1 sin 2 (2θ) sin 2 ( πr L Problem: Mischungswinkel θ muss relativ groß werden, aber: nicht bekannt für Quarks! Materieoszillation: Wechselwirkung der ν e mit Elektronen bewirkt veränderte Mischungswinkel, also neue Wahrscheinlichkeiten für P (ν α ν α ) und P (ν α ν β ) Mischungswinkel abhängig von der Dichte der durchquerten Materie ( Resonanzkurve) 21

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25 BOREXino Bestimmung von niederenergetische Neutrinos, besonders die solaren 7Be- Neutrinos, weit unterhalb 1 MeV. Das Nachweisprinzip ist die elastische Neutrino-Elekton- Streuuung mittels der schwachen Wechselwirkung. Szintillationslicht wird von 1800 Photomultipliern aufgefangen. 400 weitere Photomultiplier knnen licht aus der gesammten Umgebung aufnemen. 23

26 AMANDA / ICE CUBE Hochenergie-Neutrino- Teleskope 1400 / 2400 m tief im antarktischen Eis bestehen aus 677 / 4800 Photomultipliern, 3D angeordnet, die Cherenkov Licht detektieren Ermittlung der Richtung des Neutrinos Ursprung der hochenergetische Neutrinos soll geklärt werden Suche nach hochenergetischen Punktquellen, dunkler Materie, kosmischen Beschleunigern 24

27 Andere Projekte BAIKAL Teleskop für hochenergetische Neutrinos in etwa 1000 m Tiefe im Baikalsee in Sibirien/Russland KATRIN Bestimmung der Masse von Neutrinos durch Untersuchung des Zerfalls von Tritium