3. Neutrino-Oszillationen

3. Neutrino-Oszillationen 3.1 Einleitung 3.2 Neutrinomischung 3.3 Experimentelle Evidenz für Neutrinooszillationen 3.4 Bestimmung der Oszillationsparameter 3.5 Zusammenfassung und Offene Fragen 3.3 Experimentelle Evidenz für Neutrinooszillationen 3.3.1 Solare Neutrinos 3.3.2 Atmosphärische Neutrinos 3.3.3. Das SNO-Experiment

Mischungswinkel bestimmt Amplitude m 2 bestimmt Oszillationslänge 3.3.1 Solare Neutrinos Geburt eines Sterns durch Kontraktion von Gaswolken durch Gravitation (Zusammensetzung nach Urknallmodell: 75% H 2, 25% He) Anstieg der Dichte und Temperatur im Innern Zündung von nuklearen Fusionsreaktionen Zwei wichtige Fusionsketten: pp Kette CNO-Zyklus Bei diesen Kernprozessen entstehen el.magn. Strahlung + Neutrinos Stabilität durch Gleichgewicht zwischen Gravitation und Druck (hydrostatisches Gleichgewicht) beachte: die heutige sichtbare Luminosität resultiert aus Kernreaktionen, die vor ~ 10 6 Jahren abgelaufen sind. (Sonne stabil seit ~10 8 Jahren)

Energieproduktion in der Sonne: pp-kette Die beiden Fusionsketten: pp-zyklus (98.5% von L ) 85% p + p e + + e + d p + p e + + e + d or (0.4%): p + e + p e + d p + d + He 3 p + d + He 3 He 3 + He 3 He 4 + p + p or ( 2x10-5 ): He 3 + p He 4 + e + + e 15% p + p e + + e + d p + d + He 3 He 3 + He 4 + Be 7 p + Be 7 + B 8 e + Be 7 e + Li 7 or (0.13%) B 8 Be 8 + e + + e p + Li 7 He 4 + He 4 Be 8 He 4 + He 4 CNO-Zyklus (zwei Zweige) p + N 15 C 12 + He 4 p + N 15 + O 16 p + C 12 + N 13 p + O 16 + F 17 N 13 C 13 + e + + e F 17 O 17 + e + + e p + C 13 + N 14 p + O 17 N 14 + He 4 p + N 14 + O 15 O 15 N 15 + e + + e In beiden Zyklen liegt die folgende Nettoreaktion vor: 4p He 4 + 2e + + 2 e

Der erwartete Neutrinofluss auf der Erde: Line spectra: cm -2 s -1 Continuous spectra: cm -2 s -1 MeV -1 Notations pp : p + p e + + e + d 7 Be : e + Be 7 e + Li 7 pep : p + e + p e + d 8 B : B 8 Be 8 + e + + e hep : He 3 + p He 4 + e + + e Radiale Verteilung der Neutrinoproduktion in der Sonne (Vorhersage des Standardsonnenmodells) Endresultat der Fusionsreaktionen: 4p He 4 + 2e + + 2 e Mittlere, in Form von elektromagnetischer Strahlung, produzierte Energie: Q = (4m p m 4 He + 2m e )c 2 <E(2 e )> 26.1 MeV (<E(2 e )> 0.59 MeV) (from 2e + + 2e 4 ) Luminosität der Sonne: L = 3.846x10 26 W = 2.401x10 39 MeV/s Neutrinoemissionsrate: dn( e )/dt = 2 L /Q 1.84x10 38 s 1 Neutrinofluss auf der Erde: ( e ) 6.4x10 10 cm 2 s 1 (mittlere Entfernung Sonne-Erde = 1.496 10 11 m)

Das Homestake Experiment (1970 1998): Der erste Nachweis solarer Neutrinos - ein radiochemisches Experiment- (R. Davis, University of Pennsylvania) e + Cl 37 e + Ar 37 Energieschwelle E( e ) > 0.814 MeV Detektor: 390 m 3 C 2 Cl 4 (Perchloroethylene) installiert in einemtank in der Homestake Goldmine (South Dakota, U.S.A.) unter 4100 m Wasser-äquivalent (m w.e.) Erwartete Produktionsrate von Ar 37 Atomen 1.5 pro Tag Experimentelle Methode: Extraktion von Ar 37 im Abstand von wenigen Monaten, N 2 Spülung, Nachweis des radioaktiven Zerfalls (Elektroneinfangreaktion) der Ar 37 Atome: e + Ar 37 e + Cl 37 (Halbwertszeit t 1/2 = 34 Tage) Angeregte Cl 37 Atom im Endzustand emittiert Auger Elektronen und/oder -Quanten Nachweis in einem Proportionalzählrohr Kalibration / Vermessung der Nachweiseffizienz: durch Injektion einer bekannten Menge Ar 37 in den Tank Ergebnisse von mehr als 20 Jahren Datennahme SNU (Solar Neutrino Units): Einheit zur Messung der Ereignisrate in radiochemischen Experimenten: 1 SNU = 1 Ereignis s 1 pro 10 36 Target-Atome Mittelwert aller Messungen: R(Cl 37 ) = 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU (stat) (syst) SSM Vorhersage: 7.6 +1.3 1.1 SNU (SSM = Standard Solar Model, J. Bahcall et al.) Solares Neutrino Defizit

ca. 1967 Der 37 Cl-Neutrino- Detektor in der Homestake-Mine ca. 1966 Raymond Davis John Bahcall

Echtzeitexperiment unter Benutzung eines Wasser-Cherenkov Detektors zum Nachweis solarer Neutrinos Elastische Neutrino Elektron-Streuung: + e + e Nachweis von Cherenkov-Licht in Wasser, das durch das angestoßene Elektron emittiert wird (Nachweisschwelle: ~5 MeV, entspricht 2 cm Weglänge in Wasser) Wirkungsquerschnitte: ( e ) 6 ( μ ) 6 ( ) W and Z Austausch Nur Z Austausch Zwei Experimente: Kamiokande (1987 94), Volumen: 680 m 3 Super-Kamiokande (1996 2001) Volumen: 22.500 m 3 Installiert in der Kamioka-Mine (Japan) bei einer Tiefe entsprechend 2670 m w.e. cos Sonne Bestätigung des solaren Ursprungs der nachgewiesenen Neutrinos: Winkelkorrelation zwischen der Neutrino-Richtung und der Richtung des gestreuten Elektrons

Superkamiokande-Detektor (Japan) Zylinder, Höhe = 41.4 m Durchmesser = 40 m 50.000 Tonnen utrareines Wasser Äußeres Volumen (veto) ~2.7 m dick Inneres Volume: ~ 32.000 Tonnen (Für -Nachweis: 22.500 Tonnen) 11.200 Photomultiplier Durchmesser = 50 cm

12 MeV Neutrino von der Sonne im SK-Detektor

Die Sonne im Neutrinolicht ( fotografiert von Superkamiokande) SSM prediction Events/day Data 6 8 10 12 14 Electron kinetic energy (MeV) Ergebnisse von 22.400 gemessenen Ereignissen (1496 Tage Datennahme) Gemessener Neutrino-Fluss (Annahme, alle e ): ( e ) = (2.35 ± 0.02 ± 0.08) x 10 6 cm -2 s 1 (stat) (syst) +1.01 SSM Vorhersage: ( e ) = (5.05 ) x 10 6 cm -2 s 1 0.81 +0.093 Daten/SSM = 0.465 ± 0.005 (inkl. theo. Unsicherheiten) e Defizit (stat) 0.074

Vergleich der Homestake und Kamioka Ergebnisse mit den Vorhersagen Homestake and Kamioka Ergebnisse waren bereits Ende der 1980er Jahre bekannt Allerdings: nur sensitiv auf die hochenergetischen Be- und B-Neutrinos; Fluss hängt stark von der Temperatur im Innern der Sonne ab. Nachweis der Neutrinos aus der Proton-Kette (p + p e + + e + d) wünschenswert (Hauptbeitrag zum Neutrino-Spektrum, festgelegt durch die Leuchtkraft der Sonne, geringe theoretische Unsicherheiten) Gallium experiments: radiochemical experiments to search for e + Ga 71 e + Ge 71 Energy threshold E( e ) > 0.233 MeV reaction sensitive to solar neutrinos from p + p e + + e + d (the dominant component) Three experiments: GALLEX (Gallium Experiment, 1991 1997) GNO (Gallium Neutrino Observatory, 1998 ) SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) In the Gran Sasso National Lab 150 km east of Rome Depth 3740 m w.e. In the Baksan Lab (Russia) under the Caucasus. Depth 4640 m w.e. Target: 30.3 tons of Gallium in HCl solution (GALLEX, GNO) 50 tons of metallic Gallium (liquid at 40 C) (SAGE) Experimental method: every few weeks extract Ge 71 in the form of GeCl 4 (a highly volatile substance), convert chemically to gas GeH 4, inject gas into a proportional counter, detect radioactive decay of Ge 71 : e + Ge 71 e + Ga 71 (half-life 1/2 = 11.43 d)

Ge 71 production rate ~1 atom/day +6.5 SAGE (1990 2001) 70.8 6.1 SNU SSM PREDICTION: 128 +9 7 SNU Data/SSM = 0.56 ± 0.05 0.465±0.016 Data are consistent with: Full e flux from p + p e + + e + d ~50% of the e flux from B 8 Be 8 + e + + e Very strong (almost complete) suppression of the e flux from e + Be 7 e + Li 7 Possible solutions: Experiments are wrong The SSM is wrong The e from e + Be 7 e + Li 7 are no longer e when they reach the Earth and become invisible e OSCILLATIONS

3.3.2 Atmosphärische Neutrinos Atmospheric Neutrinos The main sources of atmospheric neutrinos: ±, K ± μ ± + μ ( μ ) e ± + e ( e ) + μ ( μ ) At energies E < 2 GeV most parent particles decay before reaching the Earth Primary cosmic ray interacts in e upper atmosphere At higher energies, most muons reach the Earth before decaying: (increasing with E) Energy range of atmospheric neutrinos: 0.1 100 GeV Very low event rate: ~100 /year for a detector mass of 1000 tons Uncertainties on calculations of atmospheric neutrino fluxes: typically ± 30% (from composition of primary spectrum, secondary hadron distributions, etc.) Uncertainty on the μ / e ratio: only ±5% (because of partial cancellations)

Detection of atmospheric neutrinos μ + Nucleon μ + hadrons: presence of a long, minimum ionizing track (the μ) e + n e + p, e + p e + + n : presence of an electromagnetic shower Particle identification in a water Cherenkov counter muon track: de/dx consistent with minimum ionization sharp edges of Cherenkov light ring electron shower: high de/dx fuzzy edges of Cherenkov light ring (from shower angular spread) 42 Measure electron/muon separation by exposing a 1000 ton water Cherenkov counter (a small Super-K detector) to electron and muon beams from accelerators. Probability of wrong identification ~2% Measurements of the μ / e ratio: first hints for a new phenomenon Water Cherenkov counters: Kamiokande (1988), IMB (1991), Super-K (1998) Conventional calorimeter (iron plates + proportional tubes): Soudan2 (1997) ( μ / e ) measured R = = 0.65 ± 0.08 ( μ / e ) predicted 603 MeV atmospheric muon Note sharp edge of ring from muon produced by μ -nucleon interaction

492 MeV atmospheric electron Note diffuse edge of ring from electron produced by e -nucleon interaction Zum Vergleich nochmal: 12 MeV solar Result of -e elastic scattering: points back in solar direction

Measurement of zenith angle distribution Definition of zenith angle : Polar axis along the local vertical axis, directed downwards Down-going: = 0º Horizontal: = 90 Earth atmosphere detector Up-going: = 180 Baseline L (distance between neutrino production point and detector) depends on zenith angle L [Km] 10 4 10 3 10 2 10 1. 0.5 0. 0.5 1. cos ±5 km uncertainty on production point Earth local vertical axis L varies between ~10 and ~12800 km as varies between 0º and 180º search for oscillations with variable baseline Strong angular correlation between incident neutrino and outgoing electron/muon for E > 1 GeV: e/μ 25 for E = 1 GeV; 0 as E increases Super-K zenith angle distributions No oscillation ( 2 = 456.5 / 172 degrees of freedom) μ oscillation best fit: m 2 = 2.5 10 3 ev 2, sin 2 2 = 1.0 2 = 163.2 / 170 degrees of freedom

3.3.3 Das SNO-Experiment 33 Sudbury, Ontario / Kanada Unambiguous demonstration of solar neutrino oscillations: SNO: a real-time experiment detecting Cherenkov light emitted in 1000 tons of high purity heavy water D 2 O contained in a 12 m diam. Acrylic sphere, surrounded by 7800 tons of high purity water H 2 O Light collection: 9456 photomultiplier tubes, diam. 20 cm, on a spherical surface with a radius of 9.5 m Depth: 2070 m (6010 m w.e.) in a nickel mine Electron energy detection threshold: 5 MeV Fiducial volume: reconstructed event vertex within 550 cm from the centre

Solar neutrino detection at SNO: 1. Neutrino-electron elastic scattering (ES): + e + e Directional, ( e ) 6 ( μ ) 6 ( ) (as in Super-K) 2. Charged Current Reaction(CC): e + d e + p + p Weakly directional: recoil electron angular distribution 1 (1/3) cos( sun ) Good measurement of the e energy spectrum (because the electron takes most of the e energy) 3. Neutral Current Reaction (NC): + d + p + n Equal cross-sections for all three neutrino types Measure the total solar flux from B 8 Be 8 + e + + in the presence of oscillations by comparing the rates of CC and NC events Detection of + d + p + n Detect photons ( e+e ) from neutron capture at thermal energies: First phase (November 1999 May 2001): n + d H 3 + (E = 6.25 MeV) Second phase: add high purity NaCl (2 tons) n + Cl 35 Cl 36 + ray cascade ( E 8. 6 MeV) At a later stage: insert He 3 proportional counters in the detector n + He 3 p + H 3 (mono-energetic signal)

SNO expectations Use three variables: Signal amplitude (MeV) cos( sun ) Event distance from centre (R) (measured from the PM relative times) (R/R av ) 3 cos( sun ) (proportional to volume) (R av = 6 m = radius of the acrylic sphere) Use and radioactive sources to calibrate the energy scale Use Cf 252 neutron source to measure neutron detection efficiency (14%) Neutron signal does not depend on cos( sun ) From 306.4 days of data taking: Number of events with kinetic energy T eff > 5 MeV and R < 550 cm: 2928 Neutron background: 78 ± 12 events. Background electrons 45 +18 events 12 Use likelihood method and the expected distributions to extract the three signals

Solar neutrino fluxes, as measured separately from the three signals: CC ( e ) = 1.76 +0.06 +0.09 x 10 6 cm -2 s -1 0.05 0.09 ES ( ) = 2.39 +0.24 +0.12 x 10 6 cm -2 s -1 0.23 0.12 Note: CC ( e ) ( e ) Calculated under the assumption that all incident neutrinos are e NC ( ) = 5.09 +0.44 +0.46 x 10 6 cm -2 s -1 0.43 0.43 SSM ( ) = 5.05 +1.01 x 10 6 cm -2 s -1 stat. syst. 0.81 stat. and syst. errors combined NC ( ) CC ( e ) = ( μ ) = 3.33 ± 0.64 x 10 6 cm 2 s 1 5.2 standard deviations from zero Evidence that solar neutrino flux on Earth contains sizeable μ or component (in any combination) Total expected number of neutrinos observed, strong evidence for neutrino oscillations! Zusammenfassung der Ergebnisse, Konsistenz mit dem Standardsonnenmodell 2002

3.4 Bestimmung der Oszillationsparameter 3.4.1 Parameter für solare Neutrinos, Reaktorexperimente 3.4.2 Atmosphärische Neutrinos, Beschleunigerexperimente 3.4.1 Reaktorexperimente Oder: Können diese Ergebnisse durch Experimente mit Neutrinos aus dem Labor bestätigt werden? - Das KamLand Experiment in Japan

Terrestrial Solar Neutrino Can we convincingly verify oscillation with man-made neutrinos? Hard for low m 2 Need long distance, large detector mass L~100km, 1kt Need low E, high Use neutrinos from nuclear reactors Anti-electron neutrinos (link via CPT) KamLAND 43 1kt Lage der Kernreaktoren 80 % der erwarteten e aus Entfernungen von 140-210 km KamLAND

Ergebnisse des KamLand-Experiments: Ereignisrate als Funktion von L 0 /E (Reaktoren in verschiedenem Abstand, L 0 = gewichteter Mittelwert ) 2002-2005 Klare Evidenz für Oszillationsverhalten Oszillationsparameter m und sin 2 (2 ) können bestimmt werden

Fortschritt bei der Bestimmung der Oszillationsparameter 2002 März 2002 April 2002 mit SNO Dez 2002 mit KamLand Juni 2004 mit KamLand Es existieren Parameterwerte, die alle solaren Neutrinoexperimente und KamLand-Daten beschreiben 47 Solare Experimente (Lösung bei großen Winkeln) Man beachte: Materieeffekte in der Sonne beeinflussen die Neutrinooszillationen, Effekt ist hier berücksichtigt (MSW-Effekt, Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein) Solare Experimente + KamLand Solare Oszillationsparameter: m 2 = (7.59 ± 0.21) 10-5 ev 2 tan 2 = 0.47 ± 0.06

3.4.2 Beschleunigerexperimente Können die atmosphärischen Oszillationen ebenso im Labor bestätigt werden? - K2K in Japan - MINOS / USA (Fermilab) - Gran Sasso / Italien (CERN) Long baseline accelerator experiments (in progress or in preparation) Project Baseline L <E > Status K2K (KEK to KAMIOKA) 250 km 1.3 GeV Data taking: 1999-2004 MINOS (Fermilab to Soudan) 735 km few GeV Data taking since 2005 CERN to Gran Sasso 732 km 17 GeV Data taking since 2007 Threshold energy for + N + X: E > 3.5 GeV Typical event rate ~1 μ μ event / year per ton of detector mass need detectors with masses of several kilotons μ beam angular divergence: beam line + Beam transverse size: 100 m 1 km at L > 100 km no problems to hit the far detector but neutrino flux decreases as L 2 at large L μ from + μ + μ decay

K2K Neutrino beam composition: 95% μ 4% μ 1% e L=250 km 12 GeV proton synchrotron K2K Front Detector: neutrino flux monitor and measurement of μ interactions without oscillations 1 Kton Water Cherenkov detector: Similar to Super-K; fiducial mass 25 tons Scintillating Fibre Water Detector (SciFi): Detect multi-track events; fiducial mass 6 tons Muon chambers: Measure μ range from decay; mass 700 tons; μ beam monitor Parameter für die Oszillation atmosphärischer Neutrinos 2 /dof=839.7/755 (18%) m 2 =2.5 10-3 ev 2 sin 2 2 =1 Downwards μ s don t disappear 1/2 of upwards μ s do disappear 52

Kontrolle mit s aus dem Labor Veto Shield Coil Fermilab Main Injector (MI) 120 GeV Proton Synchrotron Hohe Intensität: 4x10 13 Prtonen pro cycle Wiederholungsrate: 1.9 s 4x10 20 Protonen auf Target Zerfallstunnel: 700 m Fermilab 53 MINOS Ergebnis 2006: gute Übereinstimmung Verschwinden von μ 54

CNGS (CERN Neutrinos nach Gran Sasso) Zielsetzung: Nachweis des Auftretens von nach 732 km 3.5 Zusammenfassung und Offene Fragen Überzeugende Evidenz für Neutrino-Oszillationen von Experimenten mit solaren und atmosphärischen Neutrinos; Hervorragende Bestätigung durch Experimente an Beschleunigern und Reaktoren; Evidenz für zwei verschiedene Parametersätze, zwei m 2 (für drei Neutrinos) Neutrinos haben Masse! Das Standardmodell der Teilchenphysik muss entsprechend modifiziert werden; Die gemessenen Massendifferenzen sind klein; (man beachte, dass aus Oszillationsexperimenten keine Aussagen über die Absolutwerte der Massen (offset) gemacht werden können) Die gemessenen Mischungswinkel sind groß (maximal für die Mischung der atmosphärischen Neutrinos) Dies ist sehr verschieden zum Quark-Sektor, wo der größte Mischungswinkel, der Cabibbo-Winkel, 13 beträgt.

Die erhaltenen Ergebnisse sind mit folgendem Mischungsszenario kompatibel: e besteht hauptsächlich aus 1 und 2 (nur eine kleine 3 Komponente, Mischungswinkel 13 klein) μ und bestehen zu jeweils 50% aus 3 Mögliche Massenhierarchien Offene Fragen Absolutwerte der Neutrinomassen? Ist eine direkte Massenmessung möglich? Tritium-Zerfallsexperiment KATRIN am Forschungszentrum in Karlsruhe Präzisionsmessungen der Parameter der Neutrino-Mischungsmatrix; so l 12 und atm 23 sind bereits relativ gut bekannt. Wie groß ist der dritte Mischungswinkel 13 (Beitrag von 3 zu e ) Relevant für CP-Verletzung im Neutrinosektor Neue Reaktor- (Europa, China) und Beschleunigerexperimente (USA, Japan) Sind Neutrinos Dirac- oder Majorana-Teilchen? Suche nach dem neutrinolosen doppelten -Zerfall

KATRIN: Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment Simuliertes Energiespektrum für KATRIN für m = 0 ev und m = 0.5 ev V

Neutrinoloser doppelter Betazerfall kontrovers Überprüfung durch weitere Experimente notwendig