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Neutrino-Detektoren Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen.

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Präsentation zum Thema: "Neutrino-Detektoren Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen."—  Präsentation transkript:

1 Neutrino-Detektoren Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen

2 Inhalt Historisches Allgemeines über Neutrinos -Neutrinoquellen Neutrino-Detektoren -Radiochem. Experimente -Echtzeit Experimente (H.E.S.S.)

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4 Geschichte Probleme der Energieerhaltung beim -Zerfall kontinuierliche Energiespektrum ließ sich nicht erklären 1968 Erste Messungen der Sonnenneutrinos (weniger als 50% des theo. Wertes) 1998 Super-Kamiokande zeigt Evidenz für Neutrino-Oszillation => Neutrinos haben endliche Masse (Nobelpreis an Koshiba 2002) 1930 postuliert Pauli das Neutrino. (Dadurch bleibt der Energie-, Impuls- und Dreherhaltungssatz erhalten) 1934 stellt E.Fermi den -Zerfall vor (mit Neutrino (das kleine Neutrale) ) 1956 Entdeckung des e (Reines & Cowan Nobelpreis1995) 1962 Entdeckung des

5 Allgemeines über Neutrinos

6 Neutrinos elektrisch neutral sind Spin ½ Teilchen Wechselwirken schwach mittlere freie Weglänge in Blei ~1000 Lichtjahre es sind die häufigsten Elementarteilchen (N=10 89 )

7 Neutrinos bekannt sind drei Flavours: Leptonenzahlel. Ladung

8 Neutrinoquellen Entstehung Sekunden nach dem Urknall Kosmischen Beschleuniger (Supernova; Active Galactic Nuclei ( AGN),Gamma Ray Burst (GRB)) Erdatmosphäre (aus kosmischer Strahlung) Sonne Erde (radioaktive b-Zerfälle) Reaktoren/Beschleuniger (E~ 4MeV; ca. 5* /s je Reaktor)

9 Atmosphärische Neutrinos Entstehen als Sekundärprodukte der Kosmischen Strahlung

10 Sonnenneutrinos Entstehen in der Sonne die Fusion von Wasserstoff zu Helium kann in zwei Mechanismen stattfinden: -Proton-Proton-Zyklus -CNO-Zyklus Nettoreaktion: 4p => 4 He + 2e + +2 n e +26,73 MeV Aus der Solarkonstanten: f n =S/13 MeV~6,5* /cm 2 s

11 Proton-Proton-Zyklus p+p => 2 H+e + + e (99%) p+e - +p => 2 H+ e (1%) 2H+p => 3 He+ 3 He+ 3 He => 4 He+2p (86%) 3He+p =>4He+ e +e + (<<1%) 3 He+ 4 He=> 7 Be+ (14%) 7 Be + p => 8 B + 8 B => 8 Be + e + + e 8 Be => 2 4 He (1%) 7 Be + e - => 7 Li + e 7 Li + p => 2 4 He (99%) 7 Be-Neutrino 8 B-Neutrino pp-Neutrino pep-Neutrino hep-Neutrino

12 CNO-Zyklus 12 C+p=> 13 N+ g 13 N=> 13 C+e + + n e 13 C+p=> 14 N+ g 14 N+p=> 15 O+ g 15 O=> 15 N+e + + n e 15 N+p=> 12 C+ 4 He Es spielen auch höhere Elemente eine Rolle. Deshalb nur bei älteren Sternen relevant. Bei der Sonne sind es gerade mal 1,6%

13 Energiespektrum der Sonnenneutrinos

14 die meisten Neutrinos haben ein kontinuierliches Spektrum bis zur Maximalenergie pep- und 7 Be-Neutrinos sind monoenergetische Neutrinos die meisten Experimente haben hohe Energieschwellen, so dass sie nur 8 B- Neutrinos messen

15 Hochenergie-Neutrinos Neutrinos von kosmischen Beschleunigern (Supernova, AGN, GRB, TRS) Sehr energiereich (im TeV-Bereich) Man kann die Quellen genau bestimmen, da keine Absorptionen wie bei Photonen oder Richtungsänderungen wie bei el. Geladener Strahlung stattfindet Es gibt nur einen geringen Fluss von hochenergetischen Neutrinos

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17 Neutrino- Detektoren

18 Eigenschaften der Detektoren Messungen von Neutrino- Reaktionen erfordern: sehr große Detektor- Massen (wegen des kleinen Wirkungsquerschnittes) sehr gute Abschirmung gegen ungewollte Strahlung Unterdrückung der natürlichen Radioaktivität

19 Verschiedene Detektoren Radiochemische Echtzeit

20 Radiochemische Radiochemische: A N Z+ n e => A-1 N (Z-1)+e - (Z-1) wird extrahiert und im Proportionalzählrohr der Zerfall gemessen Reaktionsrate: Man benötigt Atome um einen Zerfall pro Tag zu kriegen Wegen den geringen Ereignissen entsteht eine neue Einheit: 1 SNU = Einfänge pro Sekunde und pro Atom

21 GALLEX Gallium Experiment startete Anfang der 90er Jahre Im Bergmassiv Gran Sasso in Italien 110 t GaCl 3 Schwellenenergie von 233keV

22 GALLEX Prinzip der Radiochemischen Experimente: 71 Ga+ n e => 71 Ge+e - niedrige Schwellenenergie bei 244keV erstmals möglich den Fluss von pp-Neutrinos zu messen hat eine Eichquelle welche die Funktion beweist Ergebnisse: ~69, ,0 SNU, was etwas mehr als die Hälft der Theoriewerte entspricht.

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24 Homestake erstes Experiment welches den solaren Neutrinofluss messen sollte. (1968) Nachweis beruhte auf den Neutrinoeinfang durch 37 Cl, aus dem dadurch 37 Ar wird Durch die Schwellenenergie bei 814 keV, hauptsächlich 8 B- Neutrinos nachweisbar

25 SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) Steht tief in einem alten Bergwerk im Kaukasus Reaktionen wie bei GALLEX

26 Nachteile der Radiochemischen Detektoren keine Informationen über die Richtung des einfallenden Neutrinos Informationen über die Energie nur durch die Schwellenenergie Zeitmittelung

27 Echtzeit Detektoren Als Nachweis wird das Cerenkov- Licht benutzt

28 Cerenkov-Licht cos(Q C ) = c m /v = c/(n*v) Bei Wasser ca. 40 Grad Wenn ein relativistisches, geladenes Teilchen ein transparentes Medium wie Wasser oder Eis durchläuft und eine höhere Geschwindigkeit hat, als die des Lichtes in diesem Medium. Dann emittiert es die Cerenkov-Strahlung.

29 Echtzeit Vorteile mehr Informationen über detektierte Teilchen (Richtung,Energie, Einfallszeit) -Test Möglich, ob Neutrinos von der Sonne kommen -zeitabhängige Phänomene besser beobachtbar Prinzipiell alle Neutrino-Flavors detektierbar (nur keine Unterscheidung möglich) Untergrundreduktion durch Elektronik möglich

30 SNO (Sudbury-Neutrino-Observatory) 2 km unter der Erde in einer Mine bei Sudbury (Canada) seit 1997 in Betrieb Kugelförmige Struktur 9600 PMT`s arbeitet mit schwerem Wasser [D 2 O] Schwellenenergie 1,42MeV

31 SNO Neutrino-Deuteron Reaktion (CC) e +D => e - +2 p ( 1,442 MeV) (NC) x +D=> x +p+n (2,226 MeV) (ES) x +e-=> x +e - n- Nachweis mit n-Einfangsreaktion N+Cl 35 => Cl 36 + Durch Vergleich der Reaktionen Feststellung von - Oszillation

32 Hochenergie-Neutrino Detektoren man benötigt eine größt mögliche Effektive Flächeman benötigt eine größt mögliche Effektive Fläche große Volumen um Teilchen noch länger beobachten zu könnengroße Volumen um Teilchen noch länger beobachten zu können als Detektormaterial eignet sich am Besten Wasser oder Eisals Detektormaterial eignet sich am Besten Wasser oder Eis einige benutzen die Erde als Abschirmung von Atmosphärischen Neutrinoseinige benutzen die Erde als Abschirmung von Atmosphärischen Neutrinos Projekte in der Tiefsee und im Eis Projekte in der Tiefsee und im Eis

33 Super-Kamiokande Kamioka Nucleon Decay Experiment 1000m unter der Erde in Japan (Mozumi Mine) seit im Betrieb 41,5m hoch und 39,3m Durchmesser Tonnen reines Wasser (32.000t eff.) PMT (50cm) Schwellenenergie 5MeV Vorgänger: Kamokande fing 1985 mit der Neutrino- Astronomie an

34 Super-Kamiokande

35 Meßprinzip

36 Reaktionen Elastic scattering (ES) x +e - => x +e - man kann e und unterscheiden, da e - stärker gestreut werden sind nicht nachweisbar, denn sie erzeugen ein,das schwer und kurzlebig ist Absorption an Protonen e +p => n+e +

37 Super-Kamiokande Ereignis ausgelöst von einem Elektron mit einer Energie von 492Mev

38 Super-Kamiokande Ereignis ausgelöst von einem Muon mit einer Energie von 603Mev

39 Pech am Millionen $ Innerhalb von 10 sec PMT´s zerstört Selbst 8 km entfernte Seismografen registrierten Signal Wegen eines angeknacksten PMT`s

40 Riesendetektoren AMANDA ICE-CUBE NESTOR Baikal-Projekt

41 AMANDA (Antarctic Myon And Neutrino Detection Array) steht am Südpol Bauzeit: (2009) effektive Fläche ( m 2 ) RMT´s: ca. 750 Schwelle: ca. 20GeV 1997 ~10 9 Ereignisse mit 116 Neutrinokandidaten

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46 ICE-CUBE ( ) 1 km 2 effektive Fläche 80 Strings mit insgesamt 4800 PMT´s 1 GT Masse mehr Ereignisse als ein anderes Teleskop

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49 NESTOR Vor der Halbinsel Peloponnes, welches durch seine höhere Dichte an PMT´s eine :-* niedrige Energieschwelle haben wird. Dieses kann dann auch vom 1500 km entfernten Cern stammende Neutrinos detektieren und untersuchen

50 Antares

51 Warum? Messungen des Solaren Neutrinoflusses verbessert unser Verständnis vom Aufbau der Sonne. So wurden die errechneten Werte nie erreicht. dadurch Theorie der Neutrino-Oszillation genauere Erkundung des Weltalls bessere Kenntnis über die ersten sec. nach dem Urknall. Supernova - Ausbrüche Neutrinomasse – Dunkle - Materie ?

52 H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) Ist nach dem Entdecker der kosmischen Strahlung Victor Hess benannt worden (Nobelpreis 1936) Liegt auf einer Hochebene in Nambia Ist nach dem Prinzip der abbildenen Cherenkovtechnik aufgebaut. Nachweis von Photonen mit einigen 10 GeV


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