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Fachausschuß für Kern- und Teilchenphysik 55. Jahrestagung der Österreichischen Physikalischen Gesellschaft Wien, 28. Sep. 2005 Claudia-Elisabeth Wulz.

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1 Fachausschuß für Kern- und Teilchenphysik 55. Jahrestagung der Österreichischen Physikalischen Gesellschaft Wien, 28. Sep Claudia-Elisabeth Wulz Institut für Hochenergiephysik der ÖAW & TU Wien Fundamentale offene Fragen der Hochenergiephysik

2 Wien, Sep C.-E. Wulz2 Teilchenphysik am Ende des 20. Jhdts. Das Standardmodell wurde bis O(100 GeV) eindrucksvoll experimentell bestätigt, teilweise mit höchster Präzision!

3 Wien, Sep C.-E. Wulz3 Teilchenphysik am Ende des 20. Jhdts. Das Standardmodell kann jedoch nur eine beschränkte Gültigkeit haben, da: - Gravitation nicht inkludiert - keine Lösung des Hierarchieproblems - keine Vereinheitlichung der Kopplungskonstanten - neue Phänomene nicht enthalten (Neutrinomassen, etc.) - etc. Energieskala  für Gültigkeit des Standardmodells:  < M Planck ~ GeV (Gravitationseffekte werden signifikant) Das Standardmodell muß erweitert werden! Mehr als das: eine Revolution hat sich angebahnt … !

4 Wien, Sep C.-E. Wulz4 Astrophysik - Teilchenphysik 1998: Inflationäre Expansion des Universums aus Beobachtungen von Ia-Supernovae. Erklärbar durch nicht verschwindende kosmologische Konstante bzw. durch nicht verschwindende Komponente “dunkler Energie”. Hubble-Diagramm z.B. Perlmutter et al. astro-ph/ Bester Fit:  M =0.28   =0.72 SN1987A  M +   = 1 … Universum ist flach

5 Wien, Sep C.-E. Wulz5 Messung kosmologischer Parameter Heute z.B.: WMAP (NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) SDSS (Sloan Digital Sky Survey)  tot (total) = 1.02  0.02    (matter) = 0.27  0.03    (baryons) =   (hot dark matter) < (95% C.L.) -> Bekannte baryonische Materie: ~ 4% -> Cold dark matter: ~ 23% -> Dark energy: ~ 73% C.L. Bennett et al., 2003, ApJS, 148, 1

6 Wien, Sep C.-E. Wulz6 Offene Fragen Woher kommen die Massen der bekannten Teilchen? (Wie) kann das Standardmodell erweitert werden? Gibt es mehr als 3 Lepton/Quark-Generationen? Welche Rolle spielen massive Neutrinos? Wie kann man das Confinement verstehen? Was ist die dunkle Materie (schwere SUSY-Teilchen, …?) Können alle Kräfte vereint werden? Wie geht die Gravitation ein? Was ist die dunkle Energie (Einsteins kosmologische Konstante, …?) Gibt es zusätzliche Dimensionen? Wie entstand das Universum? (Warum) ist das Universum flach? (Warum) ist die Antimaterie verschwunden?

7 Wien, Sep C.-E. Wulz7 Werkzeuge zur Beantwortung Experimente an Beschleunigern z.B. FNAL: Tevatron BNL: RHIC DESY: HERA CERN: Large Hadron Collider (LHC) ?: International Linear Collider, CLIC Experimente in Untergrundlaboratorien Raumsonden Terrestrische Teleskope Experimente an Kernreaktoren SDSS Gran Sasso ATLAS KamLAND WMAP

8 Wien, Sep C.-E. Wulz8 Ursprung der Masse Elektromagnetische und schwache Wechselwirkung sind durch fundamentale Symmetrien verbunden, dennoch manifestieren sie sich in verschiedener Weise. m  = 0 m W ~ 80 GeV/c 2 m Z ~ 91 GeV/c 2 Erklärung: Durch Interaktion mit einem Quantenfeld erhalten Teilchen Masse. Einfachstes Modell hat nur ein neutrales, skalares Higgs-Boson. v = 246 GeV/c 2 … Vakuumerwartungswert des Higgsfeldes … unbekannt -> Higgsmasse von der Theorie nicht vorhergesagt! Warum sind die Massen so verschieden? Higgs-Mechanismus

9 Wien, Sep C.-E. Wulz9 Status der Higgsmassenbestimmung Direkte Suche bei LEP 2000 beendet. Resultat: m H > GeV/c 95 c.l. Aus ‘precision electroweak fits’ (LEP, SLD, CDF, D0) folgt: 1. Higgs, wenn Masse ~ 114 GeV/c 2 ! Dominanter Prozeß bei LEP: e + e - -> HZ Beinhaltet neue Topmassenmessung von 174 GeV/c 2 und Strahlungskorrekturen m H : LEP-2 Grenzwert von 114 GeV c 2 inkludiert : Wahrscheinlichster Wert: m H = ( ) GeV/c 2 m H < 219 GeV/c 95 c.l.

10 Wien, Sep C.-E. Wulz10 Higgssuche am Tevatron In den nächsten Jahren wird Tevatron den Higgsmassenbereich weiter einschränken. Bis 2009 werden ca. 4 bis 8 fb -1 integrierte Luminosität erwartet -> Tevatron kann Higgs bis zumindest ~ 130 GeV/c 2 ausschließen. Eine 5  -Entdeckung weit über den bei LEP erforschten Bereich scheint jedoch nicht möglich. Fermilab-Pub-03/320-E 8 fb -1 4 fb -1

11 Wien, Sep C.-E. Wulz11 Large Hadron Collider LHC SPS CMS TOTEM ATLAS ALICE Start: Juni 2007

12 Wien, Sep C.-E. Wulz12 ATLAS Barrel Toroid Barrel Tile Calorimeter

13 Wien, Sep C.-E. Wulz13 CMS Barrel Magnetjoch mit Müonkammen

14 Wien, Sep C.-E. Wulz14 Higgssuche bei LHC Verzweigungsverhältnisse 80 GeV , H -> bb 130 GeV ZZ(*) -> 4 ( l  = e,  ) 500 GeV ZZ -> Jets 500 GeV ZZ -> GeV WW-> + + Jets 800 GeV ZZ-> Jets - Bevorzugte Suchkanäle Higgs koppelt proportional zur Masse!

15 Wien, Sep C.-E. Wulz15 Higgs bei CMS

16 Wien, Sep C.-E. Wulz16 Higgssignifikanzen am LHC Der gesamte vernünftige Higgsmassenbereich kann überspannt werden. Eine 5  - Entdeckung ist in vielen Fällen bereits möglich bei 2 fb -1 (einige Monate Laufzeit bei Luminosität 2x10 33 cm -2 s -1 )

17 Wien, Sep C.-E. Wulz17 Supersymmetrie Standardmodell csdu,,, SUSY Um bei hohen Energien unnatürlich große Strahlungskorrekturen zur Higgsmasse zu vermeiden, fordert man zu jedem Fermion des Standardmodells einen supersymmetrischen Boson-Partner und vice versa.

18 Wien, Sep C.-E. Wulz18 Supersymmetrie - Suchstrategie Suche nach Abweichungen vom Standardmodell  leicht! Messung der SUSY Massenskala M SUSY  leicht! SUSY SM “Effektive Masse” M eff = E T miss + E TJet1 + E TJet2 + E TJet3 + E TJet4 Hinchliffe et al., hep-ph/ Beispiel: Beispiel: mSUGRA m 0 = 100 GeV, m 1/2 = 300 GeV tan  = 10, A 0 = 0,  > 0 Verschiedene SUSY-Modelle mit annähernd gleicher Masse des leichten Higgs

19 Wien, Sep C.-E. Wulz19 SUSY - Parametermessungen Messung der Modellparameter (z.B. Massen, Kopplungen, Breiten, Spins)  schwierig! SUSY Beispiel: Beispiel: „Endpoint-Analysen“ von Kaskadenzerfällen

20 Wien, Sep C.-E. Wulz20 Neutrinos Sicher ist: es gibt massive Neutrinos! Jedoch sind viele Fragen offen ! Einige davon: Welche absoluten Werte haben die Neutrinomassen? Wie ist die Relation von Flavoreigenzuständen zu Masseneigenzuständen (Mixing)? Wie ist die Massenhierarchie? Gibt es schwere Neutrinogenerationen? Sind Neutrinos Dirac- oder Majoranateilchen?

21 Wien, Sep C.-E. Wulz21 Neutrino-Mixing  l = U li i U : Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (MNSP) Matrix Unitäre Matrix mit 3 Winkeln (  12,  13,  23 ) und 1 CP-verletzenden Phase  Im Gegensatz zum Quark-Mixing ist Neutrino-Mixing groß! e      13 und  weitgehend unbekannt!        e U = - atmosph., solar, Beschl., Reaktoren (Dirac)

22 Wien, Sep C.-E. Wulz22 Das solare Neutrinodefizitproblem hep-ph/  m 12 2 ≈ eV 2, sin 2 2  12 ≈ 0.8 …. Problem (fast) gelöst! ApJ Letters 621, L85 (2005) Bahcall: … “established as early as 1996 that the solution of the Solar Neutrino Problem lay in new particle physics, not new astrophysics …”

23 Wien, Sep C.-E. Wulz23 Neutrinomessungen in SNO - nur e - mißt totalen 8 B -Fluß der Sonne - gleiche Wirkungsquerschnitte für alle aktiven -Flavors NC xx    npd - hauptsächlich sensitiv für e, aber auch ,  CC e-e- ppd    e ES    e-e- e-e- x x

24 Wien, Sep C.-E. Wulz24 Bestätigung der Oszillationshypothese Oszillationen   Neutrinozerfall Dekohärenz Superkamiokande 2004 hep-ex/ Überlebenswahrscheinlichkeit für  : P(  –>  ) = 1 - sin 2 2  23 sin 2 _________________________ 1.27  m 2 (eV 2 ) L (km) E (GeV) sin 2 2  23 > 0.90 (90% C.L.) eV 2 <  m 23 2 < eV 2 (90% C.L.) hep-ex/ KamLAND 2004 Superkamiokande:

25 Wien, Sep C.-E. Wulz25 Absolute Neutrino-Massenmessungen dN/dE = K x F(E,Z) x p x E tot x (E 0 -E e ) x [ (E 0 -E e ) 2 – m 2 ] 1/2 MAINZ-Experiment 3 H  3 He + e + e E e -E 0 [eV] Rel. Rate [a.u.] m = 0eV m = 1eV Theoretisches  -Spektrum nahe dem Endpunkt E 0 C. Kraus et. al., Eur. Phys. J. C 40, 447 (2005) Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment KATRIN ab 2008: Sensitivität um 1 Größenordnung besser m e < 2.3 eV/c 2 (95%CL) m e 2 = (-0.6 ± 2.2 stat ± 2.1 sys ) eV 2 /c 4

26 Wien, Sep C.-E. Wulz26 Absolute Neutrino-Massenskala U Maj = U Dirac ( e i  e i  3 ) Wenn Neutrinos zu leicht (leichter als ca. 0.3 eV) für eine experimentelle Messung sind, bleibt nur der neutrinolose doppelte Beta-Zerfall! Dieser ist nur möglich, wenn Neutrinos massive Majoranateilchen ( = ) sind. Die Zerfallsrate hängt direkt mit den Massen und Mixings der Neutrinos zusammen. 

27 Wien, Sep C.-E. Wulz27 Neutrinoloser doppelter Betazerfall n n p p e _ _ e z.B. 76 Ge  76 Se + 2e - + (2 ) (Heidelberg-Moskau-Experiment) Signal: monochromatische Linie am Endpunkt _ 2  E(2e)  e n p p e n

28 Wien, Sep C.-E. Wulz28 Zusammenfassung In den letzten Jahrzehnten wurde das Verständnis der Teilchenphysik entscheidend verbessert. Jedoch …. neue, fundamentale Fragen stellten sich! Die Teilchenphysik, die Astrophysik und die Kosmologie werden gemeinsam zu ihrer Beantwortung beitragen. WIR LEBEN IN INTERESSANTEN ZEITEN!

29 Wien, Sep C.-E. Wulz29 BACKUP

30 Wien, Sep C.-E. Wulz30 Fundamentale Fragen Zwei Kernfragen der (Hochenergie)- Physik: Aus welchen Teilchen besteht die Materie bzw. das Universum) ? Welche Wechselwirkungen herrschen zwischen diesen Teilchen ? Woher kommen wir, wohin gehen wir?

31 Wien, Sep C.-E. Wulz31 Blick zurück zum Urknall Bester Teilchenbeschleuniger: Weltall! Terrestrische Beschleuniger: Sie können Bedingungen bis s nach dem Urknall erzeugen.

32 Wien, Sep C.-E. Wulz32 Messung kosmologischer Parameter Heute: WMAP (NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)  tot (total) = 1.02  0.02    (matter) = 0.27  0.03    (baryons) =   (hot dark matter) < (95% confidence) -> Bekannte baryonische Materie: ~ 4% -> Cold dark matter: ~ 23% -> Dark energy: ~ 73% Ab 2007: PLANCK (ESA) Auflösung: 5  K

33 Wien, Sep C.-E. Wulz33 Kosmische Hintergrundstrahlung

34 Wien, Sep C.-E. Wulz34 Dunkle Energie Tegmark et al., astro-ph/ WMAP, SDSS (Sloan Digital Sky Survey), Supernovae: Das Universum ist flach!  M +   = 1 -  k  k = 0

35 Wien, Sep C.-E. Wulz35 Higgssuche am Tevatron M.Spira, hep-hp/ qq  HW qq  HZ gg  H  WW (m H > 135 GeV/c 2 ) ~ Experimentell am besten zugängliche Kanäle:

36 Wien, Sep C.-E. Wulz36 Higgsuche am Tevatron End 2006 End 2007 mid 2009

37 Wien, Sep C.-E. Wulz37 Higgsproduktion am LHC Produktionswirkungsquerschnitte Erzeugungs- prozesse

38 Wien, Sep C.-E. Wulz38 CMS Endkappen Müonkammern

39 Wien, Sep C.-E. Wulz39 Motivation für Supersymmetrie Falls SUSY exakte Symmetrie ist, gilt: m  m Jedoch wurde bisher kein SUSY-Teilchen gefunden, deshalb muß Symmetrie gebrochen sein: m  m ~ ~ Um bei hohen Energien unnatürlich große Strahlungs- korrekturen zur Higgsmasse zu vermeiden, fordert man zu jedem Fermion des Standardmodells einen supersym- metrischen Boson-Partner und vice versa. SUSY

40 Wien, Sep C.-E. Wulz40 Vereinheitlichung der Kopplungskonstanten Die Kopplungskonstanten können innerhalb von SUSY vereint werden, nicht jedoch im Standardmodell. Wenn die Masse des SUSY-Partners in der Größenordnung m ~ 1 TeV liegt, dann gilt die GUT-Vereinigung bis zu ~ GeV.

41 Wien, Sep C.-E. Wulz41 Supersymmetrie - Suchstrategie Suche nach Abweichungen vom Standardmodell  leicht! Messung der SUSY Massenskala M SUSY  leicht! Messung der Modellparameter (z.B. Massen, Kopplungen, Breiten, Spins)  schwierig! SUSY

42 Wien, Sep C.-E. Wulz42 Inklusive Suche Beispiel: Beispiel: mSUGRA m 0 = 100 GeV, m 1/2 = 300 GeV tan  = 10, A 0 = 0,  > 0  Produktion von SUSY-Teilchen am LHC dominiert durch Gluinos und Squarks R = (-1) 2S+3B+L  Falls R-Parität R = (-1) 2S+3B+L erhalten ist, findet man charakteristische Ereignisse durch Kaskadenzerfälle: mehrere Jets, Leptonen und fehlende Energie  Typische Selektion: N Jet > 4, E T > 100, 50, 50, 50 GeV, E T miss > 100 GeV “Effektive Masse” M eff = E T miss + E TJet1 + E TJet2 + E TJet3 + E TJet4 SUSY Standardmodell I. Hinchliffe et al., hep-ph/

43 Wien, Sep C.-E. Wulz43 Inklusive Suche Beispiel: Beispiel: mSUGRA m 0 = 100 GeV, m 1/2 = 300 GeV tan  = 10, A 0 = 0,  > 0  Produktion von SUSY-Teilchen am LHC dominiert durch Gluinos und Squarks R = (-1) 2S+3B+L  Falls R-Parität R = (-1) 2S+3B+L erhalten ist, findet man charakteristische Ereignisse durch Kaskadenzerfälle: mehrere Jets, Leptonen und fehlende Energie  Typische Selektion: N Jet > 4, E T > 100, 50, 50, 50 GeV, E T miss > 100 GeV “Effektive Masse” M eff = E T miss + E TJet1 + E TJet2 + E TJet3 + E TJet4 SUSY Standardmodell I. Hinchliffe et al., hep-ph/

44 Wien, Sep C.-E. Wulz44 SUSY-Massenskala Das Maximum der Massenverteilung von M eff bzw. Der Punkt, an an dem das Signal den Untergrund des Standardmodells zu übertreffen beginnt, liefert eine erste Abschätzung der SUSY-Massenskala, die wie folgt definiert ist: Scatterplot für verschiedene SUSY- Modelle mit annähernd gleicher Masse des leichten Higgs m 0 =100 GeV m 1/2 =300 GeV tan  =2 M SUSY = 663 GeV -o- SUSY-Signal tt W  l,  Z ,  QCD jets _ _ _ SUSY

45 Wien, Sep C.-E. Wulz45 Schranken von LEP und Tevatron m top = 180 GeV/c 2 m (l,   ) > GeV LEP II m (q,g) > 250 GeV Tevatron Run I m (  = LSP) > 47 GeV LEP II ~ ~ ~ ~~ Der ausgeschlossene tan  - Bereich hängt stark von m top und m h ab. SUSY

46 Wien, Sep C.-E. Wulz46 SUSY-Kaskaden Supersymmetrische Teilchen können spektakuläre Signaturen durch Kaskadenzerfälle aufweisen, die zu Endzuständen mit Leptonen, Jets und fehlender Energie führen. ~ ~ Beispiel eines qg Ereignisses: q ->  2 0 q g -> qq   1 0  ~ ~ ~ ee 1010 ~ ~ ~ ~ ~ 1± q1± q SUSY

47 Wien, Sep C.-E. Wulz47 Bestimmung von SUSY-Parametern Beispiel: Massenbestimmung mit Hilfe von Dileptonspektren 1 SUSY 1010 ~ … Kandidat für kalte dunkle Materie!

48 Wien, Sep C.-E. Wulz48 Rekonstruktion von SUSY-Teilchen Endzustand:  2 isolierte e /  ( + /-) mit hohem p T  2 (b-) Jets mit hohem E T E T miss ~ ~ bb g pp  (26 %) (35 %) (0.2 %)   0 1 ~ ~ (60 %)  p p b b l  Beispiel: Sbottom-Erzeugung (leichte Squarks analog) SUSY

49 Wien, Sep C.-E. Wulz49 Massenbestimmung für leichte Squarks Squarks (“Punkt B”) CMS 1 fb -1 + sign  0A0A0 10 tan  250 GeVm 1/2 100 GeVm0m0 ~ ~ ~ ~ CMS 1 fb -1 m(u L,c L,d L, s L ) ~ 540 GeV ~ ~ m(g) = 595 GeV m(  1 0 ) = 96 GeV m(  2 0 ) = 175 GeV m(b 1 ) = 496 GeV Annahme: m(  1 0 ) bereits bekannt. p(  2 0 ) aus Leptonen: ~ ~ ~ ~ M(  2 0 q) = (536±10) GeV ~ M. Chiorboli

50 Wien, Sep C.-E. Wulz50 Massenbestimmung für Sbottom und Gluinos M(  2 0 b) = (500±7) GeV ~ M(  2 0 bb) = (594±7) GeV ~ - CMS 10 fb -1 M. Chiorboli

51 Wien, Sep C.-E. Wulz51 Materie-Antimaterie-Asymmetrie - Die Kosmologie legt nahe, daß es zum Standardmodell eine zusätzliche Quelle von CP-Verletzung geben muß (Materie - Antimaterie - Asymmetrie). Die CP-Verletzung muß vermutlich teilweise durch neue Physik erklärt werden. - Präzisionsmessung der CKM-Matrix ist notwendig. Zur Zeit sind die Experimente BaBar und Belle im Betrieb. LHC-b ist ein zukünftiges LHC-Experiment. B-Factories könnten auch gebaut werden. Zerfallsraten für B 0    +  - und B 0    +  - - B0B0 B0B0 - Direkte CP-Verletzung im B-System hep-ex/ v2

52 Wien, Sep C.-E. Wulz52 Cabbibo-Kobayashi-Maskawa-Matrix V ud V us V ub V CKM = V cd V cs V cb = V CKM (3) +  V CKM V td V ts V tb () 1- 2    i  V CKM (3) = /2 A 2 A 3 (1-  -i  ) -A 2 1 () V ij sind proportional zur Stärke der Kopplung von down- artigen (d, s, b) und up-artigen Quarks (u, c, t) an W ±.

53 Wien, Sep C.-E. Wulz53 B-Physik Beispiele für mögliche Messungen:  +  B d 0 ->  +  -  B d 0 -> J/  K S  - 2  B s 0 -> D S ± K ±  B s 0 -> J/   B d 0 -> D 0 K *0, D 0 K *0,... -

54 Wien, Sep C.-E. Wulz54 Globaler CKM-Fit Gibt es noch Raum für neue Physik? Beiträge von Neuer Physik sind jedenfalls klein!

55 Wien, Sep C.-E. Wulz55 Pentaquarks

56 Wien, Sep C.-E. Wulz56 Neutrinogenerationen 56 Die Anzahl der Generationen von leichten Neutrinos (m < m  /2) wurde bei LEP und SLC über die Zerfälle      indirekt gemessen.  Z =    Hadronen) + 3     +  ) + N   (      ) - Aus Feynman-Diagrammen berechnet:  (      ) = GeV Kompatibilität der Zerfallsbreiten mit Experiment nur wenn:   = 3 LSND (Los Alamos) behauptet, ein “steriles” Neutrino gefunden zu haben … Konfirmation durch MiniBooNE ?

57 Wien, Sep C.-E. Wulz57 Atmosphärische Neutrinos p + N   ’s + X        e    e Auf der Erdoberfläche sollte gelten: 2  pro e Produziert als Zerfallsprodukte in Hadronschauern bei Kollisionen von kosmischen Strahlen mit Kernen in der Atmosphäre:   p   e e

58 Wien, Sep C.-E. Wulz58 Neutrino-Oszillationen Atmosphärische Neutrinos lieferten Hinweise auf Physik jenseits des Standardmodells -> Neutrinos haben Masse! R’ = R  /e Daten / R  /e Monte Carlo ~ 0.65 Messungen verschiedener Experimente ca Keine Oszillationen

59 Wien, Sep C.-E. Wulz59 Unterscheidung von  und e Elektronen streuen stärker in Wasser als Müonen, da sie leichter sind. Ihr Cerenkovkegel ist diffuser als der von Müonen.  e

60 Wien, Sep C.-E. Wulz60 Müon-Ereignis Zerfallselektron

61 Wien, Sep C.-E. Wulz61 Elektron-Ereignis

62 Wien, Sep C.-E. Wulz62 Superkamiokande-Experiment Zylinder mit hochreinem Wasser gefüllt. An den Wänden befinden sich Photoelektronenvervielfacher mit je 50 cm Durchmesser. Cerenkoveffekt dient zum Nachweis der Reaktionen: e  N   e  X   N     X

63 Wien, Sep C.-E. Wulz63 KamLAND

64 Wien, Sep C.-E. Wulz64 Solare Neutrinos Energiespektrum solarer Neutrinos p + p  2 H + e + + e (pp) MeV p + e - + p  2 H + e (pep) 1.4 MeV 2 H + p  3 He +  3 He + 3 He  4 He + 2p 3 He + 4 He  7 Be +  3 He + p  4 He + e + + e (hep) MeV 7 Be + e -  7 Li + e (Be) 0.38, 0.86 MeV 7 Li + p  4 He + 4 He 7 Be + p  8 B +  8 B  8 Be + e + + e (B) MeV 8 Be *  4 He + 4 He e - Erzeugungsprozesse Energien

65 Wien, Sep C.-E. Wulz65 Das solare Neutrinodefizit Bahcall: … “established as early as 1996 that the solution of the Solar Neutrino Problem lay in new particle physics, not new astrophysics …” Klarheit 2001 durch SNO-Resultate (Sudbury Neutrino Observatory). Resultat: Gemessener Fluß: 2.56 SNU Erwartet: 8.5 SNU e + 37 Cl  37 Ar + e - Homestake- Experiment SNO

66 Wien, Sep C.-E. Wulz66 Neutrino-Massenhierarchie Warum sind Neutrinomassen so klein? Wie ist die Massenhierarchie? QUASI DEGENERIERT NORMALINVERTIERT atm solar Suche nach Materieeffekten an “Long Baseline Neutrino Beams”: Unterschiede zwischen Neutrinos und Antineutrinos bzgl. Oszillationslängen und -amplituden.

67 Wien, Sep C.-E. Wulz67 Sind Neutrinos Majoranateilchen ? Effektive Masse: m eff = m ee = m 1 U e1 2 + m 2 U e2 2 + m 3 U e3 2 INVERTIERT NORMAL DEGENERIERT Experimente: Heidelberg-Moskau, MOON, EXO, NEMO, GENIUS etc.


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