Astroteilchenphysik II

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1 Astroteilchenphysik II Sommersemester 2015 Vorlesung # 17, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Neutrino-Oszillationen - 3 Flavour-Mischungen: Mischungswinkel & Massen-Splitting - solare n s: Fluss & Energiespektren - radiochemische Experimente: Homestake, GALLEX/GNO, SAGE - Echtzeit: Super-Kamiokande KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association

2 Neutrinoquellen Energiespektren astrophysikalische (& terrestrischer) n-quellen: Energieskala E von µev bis EeV MeV MeV GeV GeV G. Drexlin VL17

3 Neutrino-Oszillationen Quantenmechanisches Interferenzphänomen P( n µ n ) e sin 2 2 sin m 2 L E n n disappearance Flugstrecke L n / Neutrinoenergie E n G. Drexlin VL17

4 3-Flavour Mischung: 12 Mischungswinkel 12 : Flavours n e, n µ und Massenzustände n 1, n 2 U i 0 0 cos 13 0 sin13e cos12 sin cos 23 sin sin12 cos - -i sin cos sin13e 0 cos & 2. Generation solare Neutrinos Reaktorexperimente MeV n e n e - x _ n e - x Sudbury Neutrino Observatory SNO KamLAND Experiment d = 180 km G. Drexlin VL17

5 3-Flavour Mischung: 23 Mischungswinkel 23 : Flavours n µ, n t und Massenzustände n 2, n 3 U i 0 0 cos 13 0 sin13e cos12 sin cos23 sin sin12 cos - -i sin cos sin13e 0 cos & 2. Generation 2. & 3. Generation atmosphärische n s long baseline Beschleuniger GeV n µ n µ - x n µ - n t Super-Kamiokande G. Drexlin VL17

6 3-Flavour Mischung : 13 Mischungswinkel 13 : Flavours n e, (n µ ) n t und Massenzustände n 1, (n 2 ) n 3 U i 0 0 cos 13 0 sin13e cos12 sin cos23 sin sin12 cos - -i sin cos sin13e 0 cos & 3. Generation Reaktorexperimente _ MeV n e long-baseline Beschleuniger GeV n µ _ n e - x n µ - n t - n e Double Chooz d = 2 km G. Drexlin VL17

7 Massen- 3-Flavour Mischung: Resultate Mischungswinkel ij & Massendifferenzen m 2 ij: aktuelle Werte (2012) U i 0 0 cos 13 0 sin13e cos12 sin cos 23 sin sin12 cos - -i sin cos sin13e 0 cos & 2. Generation 2. & 3. Generation 1. & 3. Generation 1. & 2. Generation m 23 2 = ev 2 m 13 2 = ev 2 m 12 2 = ev 2 23 = (45 ± 7.1) (maximal) 13 ~ 9 (klein) 23 = (34.1±1.1) (groß) splitting m 2 m 2 23 m 2 13 m tan sin tan Mischungswinkel G. Drexlin VL17

8 5.3 Solare & Atmosphärische Neutrinos Standard-Sonnenmodell radiochemische & Echtzeitexperimente SOHO Super-Kamiokande: solare n s MSW-Effekt n e Experiment Untergrundlabor Detektor Messphase Chlor-37 (Davis) Homestake, USA 615 t C 2 Cl Gallex/GNO LNGS, Italien 30 t Ga SAGE Baksan, Russland 55 t Ga 1990 heute Super-Kamiokande Kamioka, Japan t H heute SNO Sudbury, Kanada t D Borexino LNGS, Italien 100 t CH heute G. Drexlin VL17

9 Oszillation der solaren Neutrinos g t ~ 10 6 a nach 150 Mio. km: ⅓ n e ⅓ n µ ⅓ n t

10 Solare pp-fusionskette Fusionsreaktionen im Sonneninnern (T 0 = K) G. Drexlin VL17

11 Solare Neutrinos Energiespektren SSM = Standard Sonnen Modell detaillierte Modellrechnungen zum solaren n-spektrum 1. Grundgleichungen: - hydrodynamisches Gleichgewicht - Energietransport: Strahlung (innen) & Konvektion (außen) - Energieerzeugung: pp-fusion 2. Eingangsparameter: - Luminosität L, - Oberflächen-Temperatur T - Radius R - zentrale Dichte r zentr. - zentrale Temp. T zentr. - Opazität k - Metallizität Z, Vergleich mit Helioseismologie Konvektion Strahlung k pp L T Z G. Drexlin VL17

12 n-fluss (cm -2 s -1 MeV -1 ) Solare Neutrinos Energiespektren detaillierte Modellrechnungen zum solaren n-spektrum 4 p + 2 e - 4 He + 2 n e integraler Sonnen-n-Fluss: F n = / cm 2 s pp ±1% 7 Be ±10.5% 7 Be ±10.5% pep ±2% 8 B ±16% Pionier & Vater des heutigen Standard-Sonnenmodells: John Bahcall ( ) hep ±16% Neutrino-Energie (MeV) G. Drexlin VL17

13 n-fluss (cm -2 s -1 MeV -1 ) Solare Neutrinos 8 B Wasser-Cherenkov-Detektoren: real-time Nachweis von 8 B-n s Messung der spektralen Form (Oszillationsparameter), Tag-Nacht-Effekte?, _ Erdbahneffekte, Konversion in n e? (Super-Kamiokande, SNO) pp 7 Be 7 Be pep Super-Kamiokande SNO 8 B hep Neutrino-Energie (MeV) G. Drexlin VL17

14 n-fluss (cm -2 s -1 MeV -1 ) Solare Neutrinos 7 Be radiochemische Detektoren: Cl-37 Experiment solares n-problem Davis-Experiment ultra-reine Szintillatoren: Borexino ne-streuung pp 7 Be 7 Be pep 8 B hep Borexino G. Drexlin VL17 Neutrino-Energie (MeV)

15 n-fluss (cm -2 s -1 MeV -1 ) Solare Neutrinos pp radiochemische Detektoren: Gallex & SAGE messen erstmals pp-n s (erfolgreiche Kalibration mit 51 Cr-n-Quelle) pp GALLEX 7 Be 7 Be pep 8 B hep SAGE G. Drexlin VL17 Neutrino-Energie (MeV)

16 Radiochemische Experimente Aufbau & Messung: - mehrwöchige Sonnen-n-Exposition Tonnen eines spezifischen Targetkerns Z A - gut abgeschirmtes Untergrundlabor (LNGS, Homestake, Baksan, ) Neurinoreaktionen im Target: inverser ß-Zerfall n e + Z A Z+1 A + e - Methode: Tochterkerne Z+1 A werden mit radiochemischen Methoden aus Targetvolumen extrahiert - Identifikation des Z+1 A-Tochterkerns über Nachweis von Auger-Elektronen (Abregungsprozess Z A* Z A + e - ) Rückreaktion in Miniaturzähler: Elektroneneinfang (EC) Z+1 A + e - n e + Z A* kev Auger-Elektronen G. Drexlin VL17

17 Radiochemische Experimente Vorteil: Nachweis der sehr niederenergetischen pp-, pep und 7 Be-n s (sub-mev Bereich) Nachteil: fehlende spektroskopische bzw. Echtzeit- Informationen (Rate integriert ab Schwelle und summiert über Expositionszeitraum) Solar Neutrino Unit: 1 SNU = 1 n-reaktion/sekunde per Targetatome typische Targets ~10 30 Targetatome erwartete Neutrinoraten: ~ 1 Ereignis pro Tag G. Drexlin VL17

18 Homestake Experiment Chlor-37 radiochemisches Pionierexperiment von Ray Davis (Chemiker!) in der Homestake Mine: Tank mit l Tetrachlor-Ethen (615 t C 2 Cl 4 ) natürlicher Anteil von 37 Cl: e = 24.2%, n-target: N = Cl-37 Atome 37 Ar 37 Ar (n e,e - ) t ½ = 35 T (e -, n e ) 37 Cl 37 Cl* n e + 37 Cl 37 Ar + e - - Einfangreaktion ab n-energie E n = 814 kev - Nachweis von 7 Be und 8 B Neutrinos 37 Ar + e - n e + 37 Cl* - Rückreaktion via Elektroneinfang (K-Schale) - Nachweis des Auger-Elektrons nach EC Ray Davis John Bahcall G. Drexlin VL17

19 Homestake Experiment Aufbau Extraktion von wenigen Ar-37 Atomen aus Tank, Nachweis des EC-Zerfalls - Miniproportionalzählrohr für E = 2.8 kev Auger-Elektr. - Spülen mit He (nach einigen Wochen) Pumpe Kaltfalle Tetrachlorethen-Tank G. Drexlin VL17

20 Ar-37 Produktions-Rate (Atome/Tag) Rate [SNU] Homestake Experiment Resultate Resultate von insgesamt 108 Extraktionen (Ar-37 runs) von : - Erwartung entsprechend des SSM von Bahcall: R = 7-8 SNU Ø Kalenderjahr G. Drexlin VL17

21 Homestake: das solare n-problem Resultate von 108 Ar-37 Extraktionen (solar n runs) von : experimentelle Rate (Davis): R exp = 2.56 ± 0.16 (stat.) ± 0.16 (syst.) SNU = Ar-Atome/Tag theoretische Erwartung (Bahcall): R theo = 7.6 ± 1.2 (syst.) SNU ( 7 Be + 8 B n s) SSM (Standardsonnenmodell) for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic Neutrinos Nobelpreis 2002 Sonnenneutrinoproblem R exp = ⅓ R theo G. Drexlin VL17 SSM? Neutrinos? Raymond Davis, Jr. ( )

22 Energie Galliumexperimente Nachweis der pp-n s radiochemische Experimente mit 71 Ga als Targetmaterial (pp-neutrinos) GALLEX/GNO (GaCl 3 -Lösung) & SAGE (Ga-Metall) 30-tägige chem. Extraktion Exposition 71 Ge Atome (1 Tag) des Ga-Targets 3-5 monatige Zählung der 71 Ge EC-Zerfälle n e + 71 Ga 71 Ge + e - 8 B 7 Be pp 71 Ge + e - n e + 71 Ga* t ½ = 11.4 Tage EC Ge* Ge 71 Ga 71 Ga (Auger-Emission) G. Drexlin VL17

23 Galliumexperimente Nachweis der pp-n s radiochemische Experimente mit 71 Ga als Targetmaterial GALLEX/GNO (GaCl 3 -Lösung) & SAGE (Ga-Metall) n e + 71 Ga 71 Ge + e - 71 Ge + e - n e + 71 Ga* W ± 71 Ga 71 Ge G. Drexlin VL17

24 GALLEX Experiment radiochemisches Experiment mit 71Ga als Targetmaterial (pp-neutrinos) GALLEX: 101 t Gallium (gelöst in Salzsäure HCl), am LNGS n e + 71 Ga 71 Ge + e - - Reaktions-Q-Wert: Q = 233 kev - Nachweis von pp, 7 Be und 8 B Neutrinos - theoretische Rate: R theo = 130 SNU 71 Ge + e - n e + 71 Ga* GeCl 4 - Halbwertszeit EC von 71 Ge: 11.4 Tage - Nachweis des Auger-Elektrons nach EC Fenster 13 µm Anode Gaseinlass GeH t Gallium aktives Volumen Quecksilber cm G. Drexlin VL17

25 GALLEX Nachweis der pp-n s radiochemisches Experiment mit 71 Ga als Targetmaterial (pp-neutrinos) Radiochemie (Extraktion der 71 Ge Atome) durch das KIT (damals KfK) G. Drexlin VL17

26 solare n-rate [SNU] 1Sigma GALLEX/GNO Nachweis der pp-n s deutliche Reduktion des solaren Neutrinoflusses um Faktor ~ ½ dieses Resultat kann durch Änderungen in der Astrophysik (T) nicht erklärt werden, da pp-n s mit der solaren Luminosität verknüpft sind R exp = ± (stat.) ± (syst.) SNU R theo = 130 SNU 300 GALLEX GNO Kalenderjahr G. Drexlin VL17

27 µ-fluss (cm -2 s -1 ) SAGE Experiment Soviet American Gallium Experiment - Target: t flüssiges metallisches Gallium - Ort: Baksan Neutrino Observatorium (Kaukasus), läuft seit m INR RAS Baksan Neutrino Observatory R exp = 65.4 ± 3.1 (stat.) ± 2.7 (syst.) SNU Mount Andyrchi C - SAGE [km] G. Drexlin VL17

28 41.4 m Super-Kamiokande Experiment 50 kt Wasser-Cherenkov-Detektor: Nachweis von solaren n s (E n > 5 MeV) durch elastische n-e Streuung: Čerenkov-Kegel definiert Richtung & Energie Ziel: Nachweis von solaren n s in Echtzeit mit hoher Statistik, Rate ~ solare n s / Tag Tag/Nacht- bzw. jahreszeitliche Effekte? Modifikation des Energiespektrums _ Transformation von n e in n e? PMTs 39.3 m G. Drexlin VL17

29 Super-Kamiokande Experiment 50 kt Wasser-Cherenkov-Detektor: Nachweis von solaren n s (E n > 5 MeV) durch elastische n-e Streuung: Čerenkov-Kegel definiert Richtung & Energie ~6/7 ~1/7 Energieschwelle: E thres = 5 MeV n-e Streuung: - Čerenkov-Kegel mit cos = 1 / ß. n [ n = 1.4 = 42 ] - 6 Čerenkov-Photonen pro MeV nur sensitiv auf 8 B-n s G. Drexlin VL17

30 Ereignisse / Tag Super-Kamiokande-I: Winkelverteilung Kinematik der elastischen Neutrino-Elektron Streuung: - hochenergetisches Elektron wird in einen engen Vorwärtskegel emittiert - Richtungskorrelation zur Untergrundunterdrückung, Abbildung der Sonne 2 Super-Kamiokande Sonne E = 5-20 MeV Reaktionskinematik: 1 cose 1 m E e n 2m T e e 1 Untergrund 222 Rn, Spallationsreaktionen kosm. Myonen, Gammas aus Fels, G. Drexlin VL17 Streuwinkel cos e solare n s e : Winkel zur Sonne E n : Neutrinoenergie T e : kinet. Energie e - Winkelauflösung = 25 bei 10 MeV

31 Super-Kamiokande: 8 B-Fluß Super-Kamiokande I : Anzahl beobachteter 8 B-n-Ereignisse SK-I [ ± 226 (stat.) ± 750 (syst) ] n e Ereignisse E thres = 5 MeV Theorie [ ] n e Ereignisse [Bahcall 2004] R = Tage Messzeit: mittlere solare n-rate 14.5 Ereignisse/Tag Super-Kamiokande - Resultate solare Neutrinos: Fluss 8 B-n s SK-I [ 2.35 ± 0.02 (stat.) ± 0.08 (syst) ] 10 6 n s / cm 2 s E thres = 5 MeV SK-II [ 2.38 ± 0.05 (stat.) ± 0.16 (syst) ] 10 6 n s / cm 2 s E thres = 7 MeV Theorie n s / cm 2 s (±16%) [Bahcall 2004] deutliches Defizit der solaren 8 B Neutrinos: - Bestätigung der Resultate von Homestake, GALLEX/GNO, - als Echtzeitexperiment erlaubt SK weitergehende Analaysen: - Energiespektrum (Oszillationseffekte mit E n ) - jahreszeitliche Variationen (Oszillationseffekte mit L n ) - Tag/Nachteffekte (Oszillation & n-wechselwirkung in Materie) G. Drexlin VL17

32 SNO Sudbury Neutrino Observatory SNO: 1000 t Schwerwasser (D 2 O)- Čerenkov-Detektor in der 2 km tiefen Creighton Mine in Sudbury/Ontario SNO-Zielsetzung: NC-Rate solarer Neutrinos durch Nachweis des n-induzierten Aufbruchs von Deuterium 2001 SNO & die Lösung des solaren Neutrinoproblems PMTs Creighton Mine (2km) PMT (8 ) 1000 t D 2 O G. Drexlin VL17

33 SNO experimentelles Programm Nachweis solarer n s über CC & NC-Reaktionen (n e D & n e e Prozesse) geladener Strom (CC) neutraler Strom (NC) elast. Streuung (ES) Elektron Elektron Elektron n e Spektrum n e Rate NC - Rate n µ,t - Anteil NC- Deuteronaufbruch für E n > 2.2 MeV ES - Rate Richtung G. Drexlin VL17