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Solare Neutrino- Experimente Daniel Dobos Seminar: Neutrinos im Labor und Universum Dortmund, 09.11.2001 Jack:

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1 Solare Neutrino- Experimente Daniel Dobos Seminar: Neutrinos im Labor und Universum Dortmund, Jack:

2 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente Inhalt 1. Motivation 1.1 Fragestellung Sonne 1.2 Fragestellung Neutrinos 2. Entstehung solarer Neutrinos 2.1Das Standard-Sonnen-Modell 3. first-generation Exp. 3.1Chlor-(Homstake)-Experiment 3.2GALLEX/GNO 3.3SAGE 3.4Kamiokande 4. second-generation Exp. 4.1 Super-Kamiokande 4.2 SNO 5. Zusammenfassung

3 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 1. Motivation Wo kommen Neutrinos / Orgon her? Ein Neutrino ist ein schwingendes Wirbelteilchen, welches mit einer sehr hohen Frequenz zwischen den Zuständen eines Elektrons und eines Positrons hin- und herschwingt. Wegen der schnellen Frequenz ist es schwer, dieses zu messen. Bei einer hohen Geschwindigkeit ist dieser Wirbel sehr stark kontrahiert, das heißt, dass die Wahrschein- lichkeit, dass es auf ein Atom trifft und dadurch abgebremst wird, gering - es tunnelt hindurch. Neutrinos entstehen in einem schwarzen Loch, in der Mitte einer jeden Galaxie. [exkurs galaxiewirbel] Dieses saugt permanent Materie ein und stößt überlichtschnelle Neutrinos aus. Es kann aufgrund der oben beschriebenen Kontraktion überhaupt erst durch sehr große Masseanhäufungen abgebremst werden, nämlich nur durch Sterne / Sonnen. Diese bremsen einen Teil der kosmischen Neutrinos ab und verwandeln ihn teilweise in Masse oder Energie. [...] So ist der Massezuwachs der Sonne zu erklären, die sich bekanntlich ausdehnt und irgendwann zum roten Riesen wird. [...] Deshalb leuchtet sie Sonne! Die Sonne bremst auch einen Teil der kosmischen Neutrinos nur so stark ab, dass sie langsamer schwingen, aber noch nicht verstrahlen bzw. materialisieren. Diese langsameren solaren Neutrinos werden durch kleinere in der Nähe der Sonne liegende Massen - die Planeten, so auch die Erde - eingefangen. Dies beweist ein in Japan stehender unterirdischer Neutrinodetektor, welcher bei Nacht nur ungefähr die halbe Neutrinomenge misst wie am Tag - kein Wunder, denn die Erde steht ja bei Nacht den solaren Neutrinos im Weg.[...] Die Erdwärme wird genährt durch abgebremste, verstrahl- ende Neutrinos (Positronen). Die abgebremsten materialisierenden Neutrinos (Elektronen) werden zu Materie. Auch die Erde muss also einen Massezuwachs, bzw. Masseschwankungen haben. Der Beweis dafür sind tätige Vulkane und die Kontinentalverschiebungen. [...] Auch die Erde bremst einen Teil der solare Neutrinos noch weiter ab, aber ohne dass diese verstrahlen, bzw. materialisieren. Diese lang-same Neutrinostrahlung ist das, was wir als Erdstrahlung wahr-nehmen - welche nicht gemessen werden kann (?) aber durch z.B. Rutengänger gefühlt wird. Langsame Neutrinostrahlung ist identisch mit Orgon, Prana, Chi, Qui oder Tachyonen. -

4 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 1. Motivation 1.1 Fragestellung Sonne: -Auskunft über die Zustände im Inneren der Sonne und der dortigen Prozesse der Energie- erzeugung, da Neutrinos praktisch ohne Wechselwirkung die Sonne durchqueren -Photonen liefern nur Informationen von der Oberfläche - Photonen aus dem Inneren verlieren durch Absorptions- und Emissionsprozesse jegliche Information und benötigen bis zu 10 6 Jahre um bis an die Oberfläche zu diffundieren -Ziel: Überprüfung des Standard-Sonnen-Modells 1.2 Fragestellung Neutrinos: -Solare Neutrinos durchqueren ~ km Sonnenmaterie und ~ km Vakuum -Energien: E ~ 0,3 MeV -Ziel: Untersuchung von Neutrino-Oszillationen sowohl in dichter Materie (MSW-Effekt) als auch im Vakuum SSM -WW -Oszill.

5 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 2. Entstehung solarer Neutrinos 2.1 Das Standard-Sonnen-Modell: -thermonukleare Fusion: 4p + 2e - He e + 26,73 MeV [2.1] -Satz von vier gekoppelten DGL´s zur Beschrei- bung von Temperatur, Druck, Dichte und Energieproduktion (Grundidee Eddington[1926]): Masse: [2.2] Hydrodyn. Gleichgewicht: [2.3] Energieproduktion: [2.4] Energietransport: [2.5] Zustandsgleichung: [2.6] und Funktionen (Tabellen) für: : Opazität aus WQ mit allen Reakt.-Partnern : Reaktionsraten aus der Kernphysik : Adiabatenkonst. aus Thermodynamik -Alter der Sonne: 4.6 Ga; chem. Zusammensetz. -sphärische Sonne; ohne Magnetfelder und Rotat. -numerisches Verfahren (shooting method), d.h. Randbed. festlegen und Anfangsbed. varrieren bis zur Übereinstimmung mit Beobachtungen -Ergebnisse:P(r=0)=2, Pa=2, atm. T(r=0)=1, K (r=0)=1, kg m -3 3) 2) 3) 5) 4) 6) 7) 1)

6 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 2. Entstehung solarer Neutrinos - -, T- und Energieproduktions-Verteilung: -2 verschiedene Prozesse: pp-Kette (Bethe) 98,4% der Energie [gcm -3 ] R/R sun 0,10,20,30,4 T Energieprod. T [MK] dL(dR/dR sun )

7 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 2. Entstehung solarer Neutrinos CNO-Zyklus (Bethe-Weizäcker) 1% d. Energie -Energieprod. bei verschiedenen Temperaturen

8 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 2. Entstehung solarer Neutrinos -Enstehungsort solarer Neutrinos -Neutrinospektrum Erdoberfläche: Fluss dE cm -1 s -1

9 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. 3.1 Chlor-(Homstake)-Experiment: -radiochemisches Experiment:Reaktion: [3.1]Produktionsrate: [3.2]1 SNU = Einfänge Targetatom -1 s -1 [3.3]keine Information über Einfallzeit, Richtung und Energie (da nur gemittelte Produktionsrate) -Nachweisreaktion: [3.4] Schwellenenergie: 814 keV Nachweis über Zerfall: [3.5] über Proportionalzählrohr; Halbwertzeit: 35 Tage -Homstake-Goldmine in South-Dakota Tiefe: 1500 m / 4100 mwe 380 kl / 2, Cl-Atome / 615 t C 2 Cl 4 QuelleCR(SNU) pp0,0 pep0,2 hep0,03 7 Be1,1 8 B 6,1 13 N0,1 15 O0,3 17 F0,003 7,9 SNU 1) 2) 4) 3) 5)

10 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. -alle Tage Extraktion der entstandenen 37 Ar-Atome zusammen mit 36 Ar oder 38 Ar als Trägergas aus dem Tank durch Zirkulation von ca. 400 m 3 Helium durch die Tankfüllung -Das Ar (Gefrierpunkt -189°C) wird vom He durch vollständige Adsorption an Holzkohle bei Flüssig- N-Temperatur (-196 °C) getrennt und danach durch Aufwärmen aus der Holzkohlefalle entfernt -Prozentsatz des extrahierten 37 Ar bestimmt, indem man wiedergewonnenes Träger-Ar mit ursprünglicher Menge vergleicht ( 95%) -Argon wird mit 7% Methan als Zählgas in einen kleinen Proportionalzähler gegeben, um Zerfälle durch Elektroneneinfang (90% K-Einfang) des 37 Ar zu bestimmen; Erzeugte 37 Ar berechnen Kondensator 32 °C C 2 Cl 4 Tank Kohlenfalle zum Argon-Sammelsystem He- Pumpen Wärmetauscher molek. Siebfalle

11 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. -Identifikation sowohl durch Pulshöhe wie auch durch Pulsform -Hintergrund: kosmische Myonen erzeugen 37 Ar schnelle Neutronen aus 238 U -108 einzelne Meßläufe der Brookhaven-Gruppe zwischen Y exp = (0,482 0,042) 37 Ar-Atome pro Tag R exp = (2,56 0,22) SNU; R SSM = (8 3) SNU -Antikorrelation zwischen e -Fluß und Sonnen- fleckenaktivität statistisch nicht signifikant

12 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. 3.2 GALLEX/GNO: -radiochemisches Experiment -Nachweisreaktion: [3.6] Schwellenenergie: 223 keV; pp- empfindlich -e - -Einfang Nachweis: [3.7] über Proportionalzähler; Halbwertzeit: 11,4 Tage -Grand Sasso-Untergrundlaboratorium (LNGS) Tiefe: 1200 m / 3500 mwe 30 t / 1, Ga-Atome / 101 t GaCl 3 - Lsg. -alle 30 Tage Extraktion der entstandenen 71 Ge-Atome in Form von flüchtigem Ge- Tetrachlorid zusammen mit inaktivem 72 Ge, 74 Ge oder 76 Ge als Träger aus dem Tank durch Spülen mit ca m 3 Stickstoff -Ge-Extraktionseffizienz: 99% Quelle CR(SNU) pp 70,8 pep 3,0 hep 0,06 7 Be 34,3 8 B14,0 13 N3,8 15 O6,1 17 F0, SNU 2) 1)

13 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. -Auswaschen des GeCl 4 mit H 2 O, Umwandlung in GeH 4 und zusammen mit Xenon als Zählgas in kleine Proportionalzähler gegeben und über ca. 6 Monate 71 Ge- Zerfälle gemessen -Test und Eichung des Detektors mit einer intensiven 51 Cr-Neutrinoquelle mit bekannter Radioaktivität (Quelle mit angereichertem 50 Cr mit thermischen Neutronen [Neutroneneinfang] aus einem Reaktor für 3,5 Monate bestrahlt) 1) 2)

14 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. -Identifikation sowohl durch Pulshöhe wie auch durch Pulsform -Hintergrund: natürliche Radioaktivität z.B. Zähler Materialien -65 einzelne Meßläufe der GALLEX-Kollaboration zwischen R exp = (69,7 + 7,8 - 8,1) SNU R SSM = ( ) SNU -ab 1998 Weiterführung als GNO30 Experiment mit neuer Elektronik und neuer DAQ, stufen- weise Aufrüstung zu GNO66 und GNO100

15 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. 3.3 SAGE: -Soviet-American Gallium Experiment -Baksan-Neutrino-Observatorium, Nord-Kaukasus Tiefe: 2000 m / 4700 mwe (30) 57 t flüssiges, metallisches Gallium -chemische Extraktion mit verdünntem HCl und H 2 O 2 aus den 8 beheizten Behältern alle 30 Tage -Extraktionseffizienz ca. 80% -88 einzelne Meßläufe zwischen , ebenfalls mit 51 Cr geeicht, gute Überein- stimmung mit GALLEX R exp = (67,2 + 7,2 - 7,0 [+ 3,5 - 3,0 syst.]) SNU R SSM = ( ) SNU 1)

16 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. 3.4 Kamiokande: -erstes Echtzeitexperiment -e-Streuung: [3.8] [3.9] Kopplungskonstanten aus Standardmodell: [3.10] totale WQ: [3.11] alle -flavours nachweisbar, jedoch WQ deutlich kleiner als bei e e, da nur Z 0 - und nicht Z 0 - und W -Austausch einfließen Nachweis über Cerenkov-Licht Richtungsinformation aus Vektorbetrachtung exakte Zeitinformation für jedes einzelne Ereignisse, d.h. zeitl. Schwankungen des Neutrino-Flusses untersuchbar Energieschwelle wegen starkem Hintergrund von 222 Rn und 238 U hoch: 7,5 MeV;Reduktion der Triggerrate von 1000 Hz auf 0,6 Hz durch Ionentauscher möglich, 0,37 Hz durch kosmische Myonen - Veto durch äußere PMTs -Kamioka Observatory, Kamioka Mozumi Mine Tiefe: 1000 m / 2500 mwe 680 t H 2 O / 2, e - / 3 kt Gesamt-H 2 O 948 PMTs; 20% Flächenabdeckung 1) 2) 3)

17 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 3. first-generation Exp. - ( 8 B) exp / ( 8 B) SSM = 0,55 0,08

18 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. 4.1 Super-Kamiokande: -Nachfolge-Experiment zu Kamiokande(III) -Energieschwelle konnte auf 6,5 MeV bei einer Triggerrate von 11 Hz gesenkt werden -22,5 kt H 2 O / 50 kt Gesamt-H 2 O PMTs; 40% Flächenabdeckung -gute Übereinstimmung mit Kamiokande; bessere Richtungs- und Energieauflösung, jedoch geringerer -Fluß als bei Kamiokande

19 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. -Energiespektrum nach 504 Tagen -Analyse des relativen Tag-Nacht-Differenz- Flußes ist unabhängig von dem absoluten 8 B solaren Neutrino Fluß aus dem SSM, und führt zu Ausschlußgebieten e, e sterile allowed reg. 99% C.L. from Homestake, SAGE, Gallex and SK-flux N/D-1 = (stat) 0.008(syst) excl. reg. 99% C.L. excl. reg. 99% C.L.

20 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. -Tag- / Nacht- Spektrum und Ausschlußgebiete nach 1258 Tagen ( ) excl. reg. 95% C.L. excl. reg. 95% C.L. allowed reg. 95% C.L. from Homestake, SAGE, Gallex and SK-flux allowed reg. 95% C.L. from zenith angle spectrum and SSM flux prediction

21 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. 4.2 SNO: -Lösung des SNP und der Neutrino-Osz. benötigt unabhängige Messung des e - und, -Flußes -SNO kann E.Spektr. e, ( e ) und ( x ) messen (, ) = ( x ) - ( e ) [4.1] Charged Current Reaction: e + D 2p + e - Austausch eines W-Bosons e - erhält aufgrund der niedrigen Masse Großteil der -Energ.; sensitiv auf e SSM: 30 cc-Ereign./Tag Neutral Current Reaction: x + D p + n + x Austausch eines Z-Bosons Photonen aus N-Einfang durch 35 Cl; bessere Effizienz als Einfang durch D; auf alle Neutrinos sensitiv SSM: 30 nc-Ereign./Tag Electron Scattering: x + e - x + e - Gleicher Prozeß wie bei normalem H 2 O; auf alle Neutrinos sensitiv SSM: 3 es-Ereign./Tag 1)

22 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente Acryl Kugel und PMTsSolares Neutrino Ereignis-Display 4. second-generation Exp. -Übersicht Acryl Kugel Ø 12 m Trageseile 1000 t D 2 O 1700 t H 2 O 5300 t H 2 O 9438 innere PMTs 91 äußere PMTs INCO´s Creighton mine, Sudbury, Ontario Tiefe: 2039 m/ 5700 mwe ( 70 Myonen / Tag)

23 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. -Neutrino-Szenarien (Bahcall, März 2001)

24 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. -Die ersten Ergebnisse:

25 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. -Neue Neutrino-Szenarien

26 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. -, -Fluß: [4.2] [4.3] [4.4] [4.5] und/oder kommen von der Sonne Eine reine Oszillations-Lösung in sterile ist unwahrscheinlich [4.6] [4.7] [4.8] Berechnung des, -Flusses möglich: Für korrekte Vorhersage des SSM: P ee = 0,347 [4.9] SNO: [4.10] [4.11] [4.12] Gute Übereinstimmung mit dem SSM, jedoch keine Aussage über den Anteil der sterilen -SSM mit Variation des 8 B Flusses und der Oszillation in sterile Neutrinos: [4.13]

27 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 4. second-generation Exp. [4.14] [4.15] für 2 0,6 -Zukünftige Messung des nc-Flusses von SNO: [4.16] Mit Hilfe von [4.13],[4.14] und [4.16] erkennt man, daß man dadurch keine weitere unabhängige Information erhält: [4.17] [4.18] Jedoch mit deutlich höheren Genauigkeit, da WQ für, gleich dem WQ für e sind, wogegen bei SK die WQ, deutlich kleiner sind. Neue Experimente (KAMLAND und BOREXINO) weiterhin nötig um P ee bei niedrigeren Energien zu messen Messung von sin 2 möglich Trotzdem wird die Messung von sin 2 und schwierig, da auch KAMLAND und BOREXINO, wie SK, eine niedrige Sensitivität für die nc- Komponente des gemessenen Flusses besitzen

28 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 5. Zusammenfassung Zusammenfassung: -SNP: Alle Experimente zeigen ein niedrigeren Neutrino-Fluß als vom SSM erwartet -Cl, Ga und SNO cc messen nur e -Fluß -Kamiokande, SK und SNO es messen zwar alle, jedoch WQ für, stark reduziert -SNO nc mißt alle, WQ für alle gleich - höhere Genauigkeit als SK oder SNO es -SNO: cc es, kommen von der Sonne SSM SNO reine sterile -Osz. unwahrsch.,jedoch Osz. in sterile nicht ausgeschlossen -zukünftige Experimente können möglicherweise sin 2 messen - hohe Genauigkeit nötig

29 Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente 5. Zusammenfassung Literatur: - Allgemein: H.V.Klapdor-Kleingrothaus/A.Staudt; Teilchenphysik ohne Beschleuniger;Teubner; 1995 H.V.Klapdor-Kleingrothaus/K.Zuber; Teilchenastrophysik; Teubner; 97 N.Schmitz, Neutrinophysik; Teubner; 1997 John Wilkerson, Prelecture Notes - Solar Neutrinos; XXVIII SLAC Summer Institute M.F.Altmann/R.L.Mößbauer/L.J.N.Oberauer; Solar neutrinos; Rep. Prog. Phys. 64(2001)97-146; Nov 9, GNO/SAGE: GNO-Collaboration; GNO Solar Neutrino Observations: Results For GNO 1; Jun 2000 SAGE-Collaboration; Measurment of the Solar Neutrino Capture Rate by SAGE and Implications for Neutrino Oscillations in Vacuum; astro-ph/ ; Nov 11, Super-Kamiokande: SK-Collaboration; Measurements of the Solar Neutrino Flux from Super-Kamiokande´s First 300 Days; August 24, 1998 SK-Collaboration; Measurement of the Solar Neutrino Energy Spectrum Using Neutrino-Electron Scattering; December 8, 1998 SK-Collaboration; Constraints on neutrino oscillation parameters from the measurement of day-night solar neutrino fluxes at Super- Kamiokande; January 19, 1999 SK-Collaboration; Constraints on Neutrino Oscillations Using 1258 Days of Super-Kamiokande Solar Neutrino Data; hep-ex/ SNO: J.N.Bahcall/P.I.Krastev/A.Y.Smirnov; Solar neutrinos: global analysis and implications for SNO; hep-ph/ ; Mar 20, 2001 SNO-Collaboration; Measurement of the rate of e + d p + p + e - interactions produced by 8 B solar neutrinos at the SNO; nucl-ex/ ;Jun 30, 2001 A.Bansyopadhyay/S.Choubey/S.Goswami/K.Kar; Impact of the first results on Neutrino Mass and Mixing; hep-ph/ ; Jul 31, 2001 J.N.Bahcall/M.C.Gonzalez-Garcia/C.Pena-Garay; Global Analysis of Solar Neutrino Oscillations Including SNO CC Measurement; hep-ph/ ; Aug 4, 2001 A.W.P.Poon; Neutrino Observation from the Sudbury Neutrino Observatory;nucl-ex/ ; Oct 7, 2001


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