2. Vorlesung: Neutrinos im Standardmodell

Transkript

1 1. Vorlesung: Dunkle Materie - Evidenzen und Detektionsprinzipien 2. Vorlesung: Neutrinos im Standardmodell 3. Vorlesung: Dunkle Materie - Experimente 4. Vorlesung: Suche nach dem neutrinolosen Doppelbetazerfall, MPI für Physik, München 1

2 2. Neutrinos im Standardmodell 1. Die Postulation und die Entdeckung des Neutrinos 2. Neutrinomassen und oszillationen 3. Das Neutrino als Majoranateilchen? 4. Neutrinoloser Doppelbetazerfall, MPI für Physik, München 2

3 Die Postulation der Neutrinos Nuklearer Betazerfall n p e - ν 1 Beobachtete Energieverteilung Zweikörperzerfall: diskrete Energie des emittierten Teilchens Intensität 0 Kontinuierliches Energiespektrum Scharfe Linie bei der Energie, die im Zerfall freigesetzt wird. 0 Energie des Elektrons E max 3

4 Die Postulation der Neutrinos W. Pauli Das Problem der fehlenden Linie im Beta-Zerfall hat 1930 zur Vorhersage des Neutrinos geführt. 4

5 Nachweis der Neutrinos Pauli glaubte, dass Neutrinos niemals nachgewiesen werden könnten! Nur jedes zweite Neutrino mit ~ 1 MeV Energie würde durch eine 1 Lichtjahr dicke Bleiwand gestoppt werden! Der Nachweis gelang 1954 am Savannah River Reaktor: Wassertank mit gelöstem CdCl Reines und Cowen, Nobelpreis

6 Nachweis der Neutrinos Für den Nachweis benötigt man eine Signatur Reaktorneutrino Signatur: Proton in Detektor + e+ Positron Neutron + ν p n 511 kev Photon e + e kev Photon zeitverzögert n + Cd Cd 9MeV Photon Das Signal kann ausgeschaltet werden! 6

7 Neutrinos im Standarmodell der Teilchenphysik Baryonen Leptonen Atomkerne Neutrinos sind überall um uns herum! Elektronenhülle Drei Familien von Teilchen Was die Welt im Innersten zusammenhält: Austauschteilchen, die für die Kräfte verantwortlich sind: Elektromagnetische Kraft: γ -Photon Starke Kraft: g - Gluon Schwache Kraft: Z 0,W ± - Austauschbosonen 7

8 Neutrinos im Standarmodell der Teilchenphysik Leptonen Baryonen Teilchen Anti-Teilchen 8

9 Neutrinos im Standarmodell der Teilchenphysik Beobachtung: Neutrinos generieren Nobelpreise Entdeckung von Reaktorneutrinos in 1954 in Savannah River: F. Reines, Nobelpreis 1995 Entdeckung des Muon Neutrinos am Beschleuniger Doublet Struktur der Letponen L. Ledermann, M. Schwartz, J. Steinberger Nobelpreis 1988 Entdeckung von solaren und atmosphärischen Neutrinos in den Homestake und Kamioka Minen: R. Davis Jr., M. Koshiba Nobelpreis 2002 Ist noch mehr zu erwarten? 9

10 Neutrinos im Standarmodell der Teilchenphysik URKNALL SONNE KERNREAKTOR SUPERNOVA ca. 100/cm 3 ca /cm 2 /s /cm 2 /s /cm 2 /s ~10 59 /SN in 10s /cm 2 SN87A Relikt des Urknalls Aus der Kernfusion in der Sonne In 100m Entfernung von einem 3 GW Meiler SN87a in Lichtjahren Entfernung Seit Beginn des Vortrags sind bereits ca Sonnenneutrinos durch ihre Daumennägel geflogen. Haben sie etwas davon bemerkt? 10

11 Neutrino Massen Neutrinos im Standardmodell sind massenlos. Sie wechselwirken lediglich über die schwache Wechselwirkung. Standard-Modell Flavoreigenzustände Neutrinomasseneigenzustände ν e ν μ = U e1 U e2 U e3 U μ1 U μ2 U μ3 ν 1 ν 2 ν τ U τ1 U τ2 U τ3 ν 3 Wie Quarks können auch massive Neutrinos untereinander mischen, sofern Masseneigenzustände und Flavoreigenzustände nicht identisch sind. 11

12 Neutrino Oszillationen U = cosθ 23 sinθ sinθ 23 cosθ 23 cosθ 13 0 sinθ 13 e -iδ CP cosθ 12 sinθ sinθ 12 cosθ sinθ 13 e -iδ CP 0 cosθ e iβ 1/ e iβ 2/2 Atmosphärischer Winkel θ 23 Reaktorwinkel θ 13 und CP Dirac-Phase δcp Solar angle θ 12 Majorana phases β 1, β 2 Mischungswahrscheinlichkeit zwischen zwei Flavoreigenzuständen: P α->β,α β ~sin 2 2θ αβ sin 2 [(1.267Δm αβ2 L/E) GeV/(eV 2 km)] Parameters auf die Neutrinooszillationsexperimente sensitiv sind: Mischungswinkel: θ 12,θ 13,θ 23 (Massendifferenzen) 2 : Δm 2 12, Δm 2 23, Δm 2 13 Durch Experiment festgelegte Parameter: L und E 12

13 Neutrino Oszillationen Atmosphärische Neutrinoexperimente zeigen ein Myonneutrinodefizit: L ~ 10 km km Kamiokande, SuperKamiokande, IMB, Macro Δm 2 23 = (1.9 to 3.0) 10-3 ev 2, θ 23 > Data/Prediction (null osc) m 23 ~ 50 mev Superkamiokande collab., Phys. Rev. Lett. 93(2004) L/E[km/GeV] 13

14 Neutrino Oszillationen Atmosphärische Neutrinoexperimente zeigen ein Myonneutrinodefizit: L ~ 10 km km Kamiokande, SuperKamiokande, IMB, Macro Δm 2 23 = (1.9 to 3.0) 10-3 ev 2, θ 23 > From Data/Prediction (null osc) m 23 ~ 50 mev Superkamiokande collab., Phys. Rev. Lett. 93(2004) L/E[km/GeV] 14

15 Neutrino Oszillationen Sonnenneutrinoexperimente haben ein solares Elektron- Neutrino Defizit beobachtet: L ~ km Homestake 37 Cl experiment, GALLEX, Sage, GNO, SNO Δm 2 12 = ( ) 10-5 ev 2, θ 12 = Homestake /raydavis/pictures.htm GALLEX SNO /sno/images From MPG Jahrbuch

16 Neutrino Oszillationen Sonnenneutrinoexperimente haben ein solares Elektron- Neutrino Defizit beobachtet: L ~ km Homestake 37 Cl experiment, GALLEX, Sage, GNO, SNO Δm 2 12 = ( ) 10-5 ev 2, θ 12 = Dies wird durch das Reaktorneutrinoexperiment KamLAND bestätigt: Elektron Anti-Neutrino disappeareance Homestake GALLEX SNO m /raydavis/pictures.htm /sno/images 12 ~ 10 mev Eguchi et al., Phys. Rev. Lett. 90(2003) From MPG Jahrbuch

17 Neutrino Oszillationen Sehr überzeugend: SNO beobachtete erwarteten totalen Sonnenneutrinofluss in schwerem Wasser (NC+ES), aber nur ~ 1/3 des erwarteten ν e Flusses (CC+ES) sno/images Aharmim et al., Phys. Rev. C 75 (2007) Mit D 2 O gefullter Tank. Energiemessung mit PMTs 17

18 Neutrino Oszillationen Sehr überzeugend: SNO beobachtete erwarteten totalen Sonnenneutrinofluss in schwerem Wasser (NC+ES), aber nur ~ 1/3 des erwarteten ν e Flusses (CC+ES) CC: NC: ES: d(np) + ν e p + p + e - d(np) + ν x n + p + ν x e + ν x e + ν x Aharmim et al., Phys. Rev. C 75 (2007) Neutrinos haben Masse 18

19 Beste Grenzen: Obere Grenzen zur Neutrinomasse Endpunktmessung des 3 H (Tritium) Betazerfalls Observable: Effektive Elektron-Neutrinomasse: m 2 νe =Σ i U ei 2 m i 2 Mainz: m ν ee < 2.3 ev Troitsk: m ν < 2.5 ev ee Kraus et al., EPJ C 40(2005)447 Lobashev et al., PL B 460(1999)227 dn/de [a.u.] dn/de [a.u.] E. Otten et al., Int. J. Mass Spec. 251 (2006)173 E [kev] E-Eo [ev] 19

20 Beste Grenzen: Obere Grenzen zur Neutrinomasse Endpunktmessung des 3 H (Tritium) Betazerfalls Observable: Effektive Elektron-Neutrinomasse: m 2 νe =Σ i U ei 2 m i 2 Mainz: m ν ee < 2.3 ev Troitsk: m ν < 2.5 ev ee Kraus et al., EPJ C 40(2005)447 Lobashev et al., PL B 460(1999)227 Das KATRIN-Experiment soll auf Neutrinomassen bis ~0.2 ev sensitiv sein. dn/de [a.u.] dn/de [a.u.] E. Otten et al., Int. J. Mass Spec. 251 (2006)173 E [kev] E-Eo [ev] From 20

21 Obere Grenzen zur Neutrinomasse Limits auf Summe der Neutrinomassen aus kosmologischen Einschränkungen: Generelles Limit: Ω ν < m tot /(94 ev) (kritische Dichte überschritten) m tot < 24 ev PDG 2006, JPG 33(2006)474 Unter Zuhilfenahme kosmologischer Modelle: m tot < 0.7 ev Berücksichtigung weiterer Informationen CMB, Strukturentstehung, Groβskalige Strukturen, Lyman-α Wald (vorsicht mit der Systematik!!!): Spergel et al., APJS 148(2003)175 From From 21

22 Obere Grenzen zur Neutrinomasse Von null verschiedene Neutrinomasse wischt Strukturen auf kleinen Skalen aus : 22

23 Obere Grenzen zur Neutrinomasse Limits auf Summe der Neutrinomassen aus kosmologischen Einschränkungen: Generelles Limit: Ω ν < m tot /(94 ev) (kritische Dichte überschritten) m tot < 24 ev PDG 2006, JPG 33(2006)474 Unter Zuhilfenahme kosmologischer Modelle: m tot < 0.7 ev Berücksichtigung weiterer Informationen CMB, Strukturentstehung, Groβskalige Strukturen, Lyman-α Wald (vorsicht mit der Systematik!!!): Spergel et al., APJS 148(2003)175 From From 23

24 Massenhierarchie der Neutrinos Neutrinooszillationsexperimente haben gezeigt: Mindestens zwei ν-masseneigenzustände sind von Null verschieden! Normale Hierarchie Δm 32 > 0 ev Invertierte Hierarchie Δm 32 < 0 ev Vorzeichen von Δm 32 unbekannt Massenhierarchie? Nur Information über (Massendifferenzen) 2 Absolute Massenskala? 24

25 Neutrinos und ihre unfassbaren Eigenschaften Neutrinos sind invariant unter C-Transformation Neutrinos könnten die spezielle Eigenschaft haben, dass sie identisch mit ihrem Antiteilchen sind. DIRAC ν=ν Majorana ν=ν 25

26 Neutrinos und ihre unfassbaren Eigenschaften Neutrinos sind invariant unter C-Transformation Neutrinos könnten die spezielle Eigenschaft haben, dass sie identisch mit ihrem Antiteilchen sind. DIRAC ν=ν Majorana ν=ν 26

27 Neutrinos und ihre unfassbaren Eigenschaften Was wir über Neutrinos wissen: Neutrinos sind die zweithäufigsten Teilchen im beobachtbaren Universum (nach Photonen) Sie oszillieren Es gibt massive Neutrinos Sie beinflussten die Strukturentstehung in unserem Universum erheblich Sie generieren Nobelpreise Was wir über Neutrinos GERNE wüssten Ist das Neutrino ein Majorana- Teilchen wie von BAU und See- Saw Mechanismus vorhergesagt? Was ist die absolute Massenskale von Neutrinos? Welcher Massenhierarchie folgen Neutrinos? Wie gross sind die Majorana-CP Phasen in der Massenmatrix? Gibt es eine Beimischung von ν e in m ν3? Dirac Phase? 27

28 Neutrinoloser Doppelbetazerfall: Voraussetzung, um Doppelbetazerfall beobachten zu können: Mutterkern muss schwächer gebunden sein als Tochterkern, aber stärker als der Zwischenzustand Möglich für g-g Kerne. Für ca. 35 Isotope möglich T 1/2 2vββ ~ Alter des Universums 76 Ge 76 As + e - + ν e Energetisch verboten - 76 Ge 76 Se + 2e ν e Erlaubter schwacher Prozess 2.Ordnung 28

29 Neutrinobegleiteter Doppelbetazerfall: n n W - W - Neutrinoloser Doppelbetazerfall: p e - e - p Doppelbetazerfall ist nur möglich wenn: Das Neutrino ein Majorana Teilchen ist Helizitätsflip erfolgen kann (z.b. durch nicht verschwindende Masse des Neutrinos) 1/τ = G(Q,Z) M nucl 2 <m ee > 2 n n Neutrinoloser Doppelbetazerfall: W - ν e ν ν e = ν e ν l ν r e W - Leptonenzahlerhaltung verletzt: L=2 p e - e - p 0νββ Phasenraum- Zerfallsrate Faktor Matrix element Effektive Majorana Neutrinomasse 29

30 Neutrinoloser Doppelbetazerfall: Neutrinoloser Doppelbetazerfall ist sensitiv auf die effektive Majoranamasse: <m ee >= Σ i U ei 2 e iβ im i Enthält CP-verletzende Majorana-Phasen Auslöschung zwischen Massentermen möglich! Unterscheidung zwischen den erlaubten Hierarchien <m ee > [ev] F.Feruglio et al., Nucl. Phys. B 637(2002) m 32 < 0 ev Entartung 90% CL Invertierte Hierarchie Sensitivität von 10 mev erforderlich! m 32 > 0 ev Normale Hierarchie Lightest neutrino mass [ev] 30

31 Experimenteller Ansatz: das Untergrundproblem Signatur: Scharfer Peak am Q-Wert des Zerfalls 2 Neutrinos verlassen den Detektor unbeobachtet: Kontinuierliches Spektrum Gesamtenergie wird innerhalb des Detektors deponiert: Scharfer Peak Die Rückkehr der Linie! Erwartete Halbwertszeit: T 0vββ 1/2 ~ > Alter des Universums Achtung: Es gibt viele Quellen, die monoenergetische Linien verursachen! Es müssen mehrere Isotope untersucht werden! 31